Meteoritok

A meteoritok legnagyobb része a Mars és a Jupiter pályája közötti ún. fő kisbolygó vagy aszteroida övből érkezik. Itt olyan kőzet darabok százmilliói keringenek, amik soha nem tudtak bolygó méretű testté összeállni. Azt is mondhatjuk, hogy megmaradtak olyannak, mint amikor a naprendszer ősi anyaga összeállt bolygóméretű ősi kiségitestekké, szaknyelven planetezimálokká. Ez naprendszerünk keletkezésének első 100-150 millió évében történt, azóta ezek a testek szinte csak egymással ütköztek, anyaguk megőrizte az ősi állapotot. Ez az amiért különösen fontosak a tudomány számára. A meteoritok kisebb része a rendkívül ritkának számító holdi és marsi eredetű meteoritok. Úgy kerülnek a Föld légkörébe, hogy valamilyen égitest darab (mondhatjuk Holdba, Marsba csapódó meteoritnak is...) becsapódik annak felszínébe és az általában átolvadt kilökődő anyag egy része, meghaladja a Hold vagy Mars szökési sebességét, elhagyja annak gravitációs "börtönét" és szerencsés esetben a Földet veszi célba, majd nálunk meteoritként lehullik. Elvileg érkezhetnek a naprendszer Jupiteren túli vidékéről illetve naprendszeren kívülről is meteoritok, de ilyet - bizonyíthatóan - még nem találtak. Nagyobb méretű, akár több száz méteres, km-es testek felszínre hullása már krátereket üthet a Föld vagy más égitest felszínén, ezek az ún. meteorit-kráterek. Bolygónkon ma (2020. február) 190 bizonyítottan ilyent ismerünk. A nagy méretű testek becsapódása más jellegű jelenség, mint a meteorit hullásé, itt a hatalmas kozmikus sebességek, hatalmas becsapódási energiával is járnak, ami a nagyobb (kb 50 m vagy több) testek anyagát egyszerűen elpárologtatja. Maga a kőzet anyagú test tehát elpárolog, az energia az ami rombol, olvaszt és okozza akár a globális katasztrófát. Vas-nikkel anyagú nagyméretű test nem teljesen párolog el, hanem általában kisebb-nagyobb kráterek ütve valamennyi része felszínt ér. Ezek a legnagyobb méretű nevezetes vasmeteoritok, mint pl. az argentin Campo del Cielo (sok darab 120-130 tonna), vagy a grönlandi Cape York (sok darab sok tíz tonna), vagy a világ legnagyobb tömegű egyben lévő meteoritja a nevezetes kb. 60-66 tonnás namíbiai, Hoba vasmeteorit.

A meteorfizikából ismerjük, hogy az atmoszférába érkező "űrhideg" extra-terresztriális testeket a ritka, de már észrevehetően súrlódó hatást kifejtő légkör, kb. 500 km magasságban elkezdi előfűteni, azaz kéreg-hőmérsékletük néhány C fokkal megemelkedik. A folyamat exponenciálisan gyorsul, ahogy a test egyre jobban belemélyed a számára egyre sűrűbbé váló légrétegekbe. Kb 120-150 km magasságban az ekkora méretű meteortest körül a levegő izzani kezd, gerjesztett fénylő ioncsatorna fejlődik és a pár másodpercig tartó hullás során intenzíven megkezdődik a test vékony külső rétegeinek megolvadása és leválása, ami szaknyelven az abláció. A folyamat rendkívül intenzív, melynek során az eredeti tömeg 90-95 %-a is elporladhat, elpárologhat méghozzá apró üvegesedett kőzet/fémcseppek ún. szferulák formájában, amik aztán kilebegnek a felszínre. Erről később még lesz szó. Az említett tömegcsökkentő folyamat mellett van egy másik, ami szintén erősen befolyásolja a hullás menetét, mégpedig a kiugró mértékű lassulás, ami akár 10-40 szeres érték is lehet. A lazább összetételű meteortestek a hatalmas lassulási anyagsokk miatt, például a korábbi ütközéseikkor legyengült törésvonalaik mentén, hullás közben - akár többször is -egyszerűen széteshetnek több darabra. Az említett két hatás egyszerre hat a beérkező anyagra, amiről számos, meteoritot adó modern kori tűzgömbfelvétel tanúskodik. Visszatérve a hullás menetére, az erős abláció tovább folytatódik és egyre melegebb lesz a hulló test körüli plazmacsatorna. Szimulációs kísérletek szerint a hőmérséklet 1800-2000 C fokot is elérhet, ami ne tévesszen meg minket, ugyanis a test nem tud teljesen átforrósodni, mert a felolvadó kőzet hártya azonnal le is válik a testről. A folyamat jobban hűt, mint átmelegít. A sűrűsödő légkör szinte sokkszerűen fékez és a test előtti torlónyomás is sokkszerűen növekszik, méghozzá annyira, hogy a testet hirtelen lefékezésre kényszeríti, amikor is az hangrobbanással kísérve, legtöbbször felrobban. Ekkor a plazmacsatorna gerjesztése megszűnik, a bolida fénye kihuny és megkezdődik a hulló test ún. sötét repülés szakasza. Az éppen abban a pillanatban megolvadt "utolsó" még folyékony kőzethártya réteg ekkor azonnal meghűl és rádermed a meteortest külső felületére (ld. következő bekezdés) . Ez a mm alatti vastagságú - kondritnál - kőzetüveg réteg az ún. olvadási kéreg, színe általában fekete, kondritoknál mattabb, akondritoknál üvegesen csillog, vasmeteoritoknál matt fekete, esetleg kékes. A test ekkor már csak szabadesésben hullik és tovább hűl, mígnem becsapódik a felszínbe. A becsapódás sebessége 400-600 km-h óra "csupán". Eddig egy ilyet tudtunk megmérni, mégpedig a Cseljabinszk meteorit fő tömegének felszínbe (illetve a Csebarkul-tó jégpáncéljába) csapódását, ott az érték 550 km/h-nak adódott.

Az írott emberi történelem első - igazoltan - dokumentált meteoritja az 1492. november 7.én a mai francia Ensisheim városa mellett hullott 127 kg-os Ensisheim LL6 típusú kondrit. Azóta kb 1300 másikról van tudomásunk. Mindössze 3 olyanról van feljegyzésünk ami embert sértett, az egyik egy amerikai ágyban fekvő hölgy volt akinek combját sértette meg,  a másik kettő csupán rápattant az illetőkre. Bármilyen hihetetlen is de nincs tudomásunk halálos kimenetelű meteorit balesetről! Olyat ismerünk, hogy egyesek - ezek az ún. "hammer fall" meteoritok - becsapódtak házba, autókba, postaládába, hajóba, állatba (egyikük tehenet is megölt állítólag), de embert nem. Napjainkban a modern kamera és radaros meteorit monitorozó rendszereinknek hála, kb. 8-13 db ismert hullást regisztrálunk évente, nyilván több esik, de nagy részük tengerekbe, óceánokba és lakatlan vidékekre. Az egyre fejlődő technikánk miatt évről évre nő az ismert meteorit hullások száma, ennek ellenére olyan ritka vendégnek számítanak a Földön, hogy lényegében statisztikailag nem veszélyesebbek, mintha egy szelvénnyel pályáznánk a lottó ötösre. A hatalmas méretű, krátereket ütő testek Földdel való ütközése viszont bár nagyon ritka, de nem elhanyagolható. Az ún. "űrfürkész" távcsöves rendszerek professzionális műszerei a Földet megközelítő kisbolygókat (NEO) kereső programjai, jelenleg nem tudnak olyan komoly méretű aszteroida töredékről mely a belátható jövőben ütközne bolygónkkal. Jelenleg nem ez a fő veszély az emberiség számára, hanem talán önnön maga...

A XX. század elejére a meteoritika alapvetően három meteorittípust különböztetett meg, ezek - G.T. Prior amerikai kutató 1920-as osztályozása szerint - a következők:

• vasmeteoritok, az összes meteorit 4,5 %-a,
• kő-vas meteoritok, 1 %,
• kőmeteoritok, 94,5 %.

 A tudomány és a mérési módszerek, eszközök egyidejű fejlődésével Dr. John T. Wasson 1974-ben egy még részletesebb és egységes rendszerbe foglalt osztályozást vezetett be, amit napjainkban is használunk. Ő nem típusokban gondolkodott, hanem a meteoritok szülőégitestjének fejlődéstörténetébe illesztette az egyes meteoritokat.

A kutatók ugyanis rájöttek, hogy a korai Naprendszer hőmérséklet és nyomás szerint zónásan, gömbövszerűen épült fel, azaz a Naphoz közeli forróbb részeken az olvadt fémek - főleg a vas, nikkel, magnézium és kalcium - állapodtak meg. Majd ahogy a Naptól távolodva egyre hűltek az egyes zónák, úgy tagozódtak, szeparálódtak a szilikátok, a szén és legkintebb a jeges, illékony anyagú fázisok. Ezekből a zónákból alakultak ki a vegyes összetételű bolygócsírák a planetezimálok, számuk a modellek szerint néhány tucatra tehető.  Ezek aztán ütköztek, összeálltak, majd újra és újra, még vegyesebbé téve szerkezetüket, anyagukat. A Naphoz közelebbi részeken nagyobb méretű égitestek állapodtak meg, akár 1000 km-es átmérővel, ezekben olyan jelentős mennyiségű - korábbi szupernóvák által legyártott - radioaktív fűtőelem volt a Fe⁶⁰ és Al²⁶, hogy a magas hő szinte átolvasztotta a teljes kiségitest anyagát.

A Naptól távolodva a kisebb  - pár száz km-es - kiségitestek  kevésbé melegedtek át, ott már "csak átsült" az anyag, az ettől is kisebb pár száz méteresek pedig alig-alig alakult át.

Wasson és munkatársai ezt a modellt követték és megkülönböztettek eredetileg, kevésbé át illetve felmelegedett anyagú ősi kiségitestből származó meteoritokat, amit differenciálatlan (nem átalakult) meteoritoknak nevezetek. Ezek a kondritok és a szenes kondritok, melyek főleg kondrumokból, vas-nikkelből, szulfidokból, szilikátos mátrixból és ősi anyagszemcsékből állnak össze.

Az említett nagyon kicsi méretű  - pár százméteres esetleg 1-2 km-es -, alig átmelegedett szülőégitest maradványok a széntartalmú szenes kondrit meteoritok, típusaik, jelük: CI, CV, CM, CR, CH, CB, CK, CO, C-ung (pl. az 1857-es magyar Kaba CV3).  Ezeknél a felmelegedéshez szükséges energiát egyrészt az egymással való ütközések - impakt - energiája, másrészt a részlegesen megolvadt bennük lévő jég reakciós energiája adta. A folyékonnyá vált víz ugyanis kapcsolatba lépett a szilikát ásványokkal, ami egy hőtermelő - exoterm - folyamat. Ez tovább fűtötte a kiségitestet, ami akár 200 C fokra is fel tudott melegedni, ez a hőmérséklet és vizes környezet pedig a szilikátásványokat  agyagásványokká mállasztotta. A termális és vizes átalakulás - metamorfózis - itt jól megtartotta az ősi viszonyokhoz hasonló eredeti állapotban a kiségitest anyagát, ezért ezt a ma ismert 1-es 2-es és 3-as petrológiai osztályoknak feleltetjük meg (pl. CR1, CM2, CV3, stb). A szakemberek úgy gondolják, hogy ezen meteoritok képviselői őrizték meg legjobban a preszoláris (naprendszer keletkezése előtti) anyagszemcsék eredeti állapotát.

A már nagyobb - pár tucat esetleg száz km-es - szülőégitestek maradványai, az "átsült" kőzet anyagot adó normál vagy közönséges kondritok, típusaik, jelük: H, L, LL (pl. Csátalja H4, Mike L6), az ensztatit kondritok (EL, EH) és az egzotikus de egyben ritka kondrit típusok (rumuruti, kakangari) illetve a primitív akondritok képviselői (akapulkóit, brachinit, lodranit, ureilit, winonait).

Ezen kiségitestek csillagászati méretskálát tekintve bár még mindig kicsinyek számítanak, de itt már a normál kondritok esetén jelentősen felmelegedett anyagról beszélünk. Ugyanis a bennük lévő Al²⁶ illetve Fe⁶⁰ rövid felezési idejű radioaktív izotópok mennyisége már elég volt arra, hogy akár 600-1200 C fokra is felfűtse az égitest belsejét. A külső kéreg rész melegedett át - és alakult át - legkevésbé (200-400 C fok), innen származnak a ma ismert 3-as  petrológiai osztályú kondritok és ahogy a hőmérséklet/nyomás egyre nőtt a mag felé úgy alakult át az égitest anyaga is egyre nagyobb mértékben. Ennek feleltetjük meg a mag felé haladva a 4, 5, 6 és 7-es petrológiai osztályú kondritokat.

A másik nagy csoport, a differenciált jellegű, azaz teljesen átolvadt anyagú ősi szülőégitesteké, amik átmérője akár 1000-1500 km-es is lehetett, magjuk akár 2000 C fok fölé is felmelegedhetett, így anyaguk teljes mértékben átolvadt, zónásan szétszeparálódott, szaknyelven differenciálódott. Ilyenek a ma ismert bolygók, törpebolygók, nagyobb aszteroidák és holdak. A nehezebb sűrűségű vas-nikkel szinte lefolyt a magba, létrehozva ott a vasmeteoritok zónáját, a bazaltos átolvadt köpenyanyag pedig az akondritokat. A kettő határán jöhettek létre a ritka szépségű különleges kő-vas meteoritok. Az ősi kiségitest anyaga és  az ezekből származó meteoritok szövetszerkezete nem mutat kondritos jelleget ezért nevük: akondritok. Képviselői a vasmeteoritok, kő-vas meteoritok, a vestai eredetű HED meteoritok, a holdi, marsi meteoritok és a tovább már nem besorolható akondritok.

Létezik egy átmeneti osztály méghozzá a primitív akondritoké, ezek kémiailag még kondritos jellegűek, de szerkezetileg már akondritosak. Diffrenciálatlan primitív akondritok a következő meteoritok: akapulkóit, lodranit, winonait, ureilit, brachinit. Ennek differenciált társai az angrit, aubrit, ez utóbbi kettő a HED meteoritokhoz hasonló aszteroidális meteoritok.

Ez  a ma használatos Wasson-féle meteorit osztályozás lényege. Ami azért mérföldkő a meteoritikában, mert egységes történeti, anyagfejlődési, átalakulási, szerkezeti, kémiai és fizikai rendszerbe foglalta a meteoritokat. Többé már nemcsak egy "ritka Űrből érkező követ" látunk bennük, hanem megfelelő módszerekkel és műszerekkel kinyerhetjük belőlük, közelebbi otthonunk, a Naprendszer egész fejlődéstörténetét sőt még azelőtti időszakokba is behatolhatunk a tudomány eszközeivel.

A Wasson-féle meteorit osztályozást az alábbi saját készítésű ábrán mutatom be, ami letölthető itt.

Miből vannak a meteoritok?

A vas, kő-vas és kőmeteoritokban a tudomány mintegy 250 féle ásványt mutatott ki. Nagyobb részük a Földön is megtalálható, kisebb részük nem.

A vasmeteoritok összetétele: főként vas-nikkel elegy és ennek különböző Ni tartalmú fázisai (kamacit: kevés Ni tartalom, kn. 5-12%, ténit: magas Ni tartalom, 12-45%, plesszit: a kamacit és ténit finom por alakú, sötét színű keveréke), emellett gyakrabban szulfid tartalmú főként gömbcsepp alakú aranybarna troilit ((FeNi)S zárványok, schreibersit ezüstös színű zárványok (FeNi)₃P, ritkábban cohenit (Fe, Ni,CO)₃C zárványok, emellett daubrelit, krómit, grafit (olykor gyűrűsen vesz körben schreibersitet), rhabdit, stb. Fontosabb típusba soroláshoz is használt ritka nyomelemek, mint a Ga, Ge, Ir. Geokémiai típusait lást később. 

A vasmeteoritok szerkezete:

Hexaedrites szerkezet (jele: H): alacsony Ni tartalom, hiányzik a Widmanstätten-Thomson mintázat, gyakran látható az anyag sokkolódásra utaló Neumann-vonalak

Oktaedrites szerkezet (jelük: O): átlagostól - -magas Ni tartalom, jellegzetes a Widmanstätten-Thomson mintázat, a leggyakoribb osztály. A kamacit lamellák szélessége alapján tovább osztályozták őket, úgy mint:

• Legdurvább-oktaedrit (jele Ogg): kamacit lamella szélesség > 3,3 mm
• Durva-oktaedrit (jele: Og): kamacit lamella szélesség 1,3–3,3 mm
• Közép-oktaedrit (jele: Om): kamacit lamella szélesség 0,5–1,3 mm
• Finom-oktaedrit (jele: Of): kamacit lamella szélesség 0,2–0,5 mm
• Legfinomabb-oktaedrit (jele: Off): kamacit lamella szélesség < 0,2 mm
• Plesszites-oktaedrit (jele: Opl): átmenet az oktaéderes és ataxitos szerkezet között, ritka

Ataxitok (jelük: D): ritkák, nagyon magas Ni tartalom, látható Widmanstätten-Thomson mintázat hiányzik

Ungrouped - azaz a nem besorolható vasmeteoritok

A Widmanstätten-Thomson mintázat: az ősi kiségitest belső forró magja a vas és nikkel elemek elegyéből állt össze, melyet a bazaltos, szilikátos jól hőszigetelő vastag kéreg vett körbe. Ezért az égitest magja emberi léptékkel mérve is, nagyon-nagyon lassan tudott kihűlni, a modellek szerint a hűlési sebesség 1-20 C °/millió év volt. A lassú hűlés közben a magas és az alacsony nikkel tartalmú fázisok piramis szerű kristályrácsban kristályosodtak ki és szilárdultak meg. A XIX. század végén a bécsi porcelángyár igazgatója Alois von Widmanstätten észrevette, hogy egy elvágott és finomcsiszolt vasmeteorit hevítése közben jellegzetes, lamellás szerkezet rajzolódik ki annak felületén. Vele párhuzamosan -, kissé előbb - Thomson angol természettudós salétromsav-alkohol keverékével kezelt egy szintén megvágott vasmetoritot és neki is kirajzolódott az említett struktúra. Az ő tiszteletükre nevezték el az oktaedrites szerkezetű vasmeteoritokra jellemző Widmanstätten-Thomson mintázatot. (Megj.: egyes mesterséges földi eredetű fémvegyületek is mutathatnak ehhez hasonló szerkezetet!)

Kő-vas meteoritok összetétele: 

két típusuk ismert, mindkettő differenciált anyagú:

Pallazitok: vas-nikkel fémfázis (kb. 50% vagy több) + gyakran átlátszó olivines, szilikátos fázis.

Mezoszideritek: vas-nikkel fémfázis (kb. 50% vagy több) + nem átlátszó (ún. opak) szilikátos fázis.

Mindkettő tartalmaz bőséges fémfázist és olivines, szilikátos fázist, melyek szerkezete lehet egyenletesen (50-50%) eloszló vagy breccsás (apróbb-nagyobb részekre töredezett). Bővebben lásd ebben a cikkben.

A kőmeteoritok összetétele:

A kőmeteoritok a kondritok, ezen belül a szenes-, normál- és ensztatit kondritok illetve az akondritok közül a HED, holdi, marsi és aubrit, angrit meteoritok.

Mindegyikük közös jellemzője, hogy jelentős mennyiségű szilikátokat, valamennyi fémes vas-nikkelt esetleg szenet, szerves anyagokat és szulfidokat tartalmaznak.

Szenes kondritok öszetétele:

Változó mennyiségű, de a többi meteorithoz képest jelentősebb mennyiségű szenet és vizet tartalmaznak, agyagásványok mellett. Anyaguk jelentős része pár mm-es kondrum cseppekben csomósodik, amik üvegesedett jellegű főleg olivin és/vagy piroxén és oxidos ásványokból állnak. Emellett találunk bennük fémes vas-nikkel szemcséket, szulfidos ásványokat, a fémek gyakorta körbeveszik a kondrumokat, ezeket találóan "páncélos" kondrumoknak is nevezik. A szenes kondritok különlegessége, a bennük lévő szerves anyagok változatai, közülük is talán legfontosabbak - az élet közvetlen építőelemei - a különféle aminosak. A legtöbb aminosavat (több mint 80 félét) a Murray és Murchison nevű CM2 szenes kondritokban mutatták ki. Gyakori kiegészítő ásványtársulás a fehér-zárványoknak is nevezett CAI rövidítésű calcium-alumínium alapú zárvány, ami a fekete meteoritban a fehér színével és amorf alakjával szinte világít. Szerkezete gyakran gyűrűs (Wark-Lovering-gyűrűk), ahogy a korai Naprndszerben övesen egymásra rakódtak az egyes rétegek. A CAI a legősibb anyagformáció a meteoritokban, még a naprendszer előttről származó ún. preszoláris ásványszemcséket is tartalmazhat. A szenes kondritok anyaga illékonynak és laza szerkezetűnek számít ezzel kitűnik a többi meteorit közül, rokonságot leginkább az üstökösök szintén illékony anyagaival mutat. A Föld felszínére érkezve a nedvességet rosszul tűrik, van közöttük olyan, ami eső hatására egyszerűen szétesik, porlad.

Normál kondritok összetétele:

nevezik közönséges kondritnak is (angolul ordinary chondrite, rövidítve OC). A leggyakoribb (87 % !!!) olyan kőmeteorit típus, mely jelentős mennyiségű kondrumot, FeNi fémszemcséket, szulfidokat és szilikátokat tartalmaz.

Fémtartalom szerint megkülönböztetünk:

• H kondritokat (magas fémes FeNi 15-19% de kevesebb fémoxid tartalom)
• L kondritokat (alacsonyabb fémes FeNi 4-10% de magasabb fémoxid tartalom)
• LL kondritokat (legalacsonyabb fémes FeNi 0,3-3% de a legmagasabb fémoxid tartalom).

Érdekesség, hogy a Hayabusa űrszonda által meglátogatott Itokawa kisbolygó is jórészt LL szerkezetű.

Ezekben a meteoritokban általában közös, hogy

• a kondrumok aránya az egész anyagot tekintve: H, L, LL kb. 65-75%
• a mátrix arány: H,L, LL kb. 10-15%
• fémes (vas-nikkel) jelenléte: H ~16%, L ~5%, LL ~2%
• átlagos kondrum méret: H ~0,3 mm, L ~0,7 mm, LL ~ 0,9 mm
• átlagos fémszemcse méret: H ~ 0,2 mm, L ~0,18 mm, LL ~0,14 mm

A normál kondritok, mint elnevezésük mutatja főként olivinből, piroxénből álló kondrumokból állnak, amit a mátrixba ágyazódott fémes és szulfidos vas-nikkel fázisai és szilikátos  ásványok egészítenek ki, CAI-kat, szenet és szerves anyagot ritkán találunk bennük. 

A főbb kondrum típusok a kövtkezők: üveges/kriptokristályos, excentro-radiális, lemezes-sávos, porfíros, granuláris/szemcsés és poikilites kondrumok.  Az alábbi ábrán egy elképzelt normál kondrit felépítése  és a kondrum típusok láthatók:

A következő kép egy nagyon-nagyon alacsony petrológiájú alig-alig módosult LL3.00 osztályú normál kondritot, az NWA 12692-t mutatja közeli képen. Jól megfigyelhető a jól fejlett ásványcseppecskék, a kondrumok százai és a közöttük lévő "térkitöltő" mátrix.

Az ensztatit kondritok:

- a konditrit ok egyik fajtája, viszonylag ritka típus az összes hullott meteorit 2%-a. Nevüket a bennük előforduló gyakori ásványról az ensztatitról MgSiO3 kapták. Vasuk inkább fémes és szulfidos sem, mint oxidos, természetesen ugyanúgy kondrumos szerkezetűek, mint a többi kondrit.

Kétféle típusok van:

• a magas fémtartalmú változat, az EH (kicsi kondrumok ~0,2 mm)
• és az alacsony fémtartalmú változat, az EL (nagyobb kondrumok >0,5 mm).

Ezenkívül két másik kondrit fajta létezik még a ritka rumuruti és kakangari típusú kondritok. A rumuriti kondrit a gyakoribb, fémük szinte teljes mértékben oxidáltódott illetve gyokoriak a  szulfidos módosulatok, olivintartalmuk igen nagy akár 65-78%-ot is elérhet, az átlagos kondrum méret pici, kb. 0,4 mm, a mátrix arány magas, akár 50 % és főleg por állagú, maga a meteroit pedig regolit eredetű. A mindössze néhány tagot számláló kakangari kondritok, szintén poros mátrixúak, ásványaik redukáltak és közelebb állnak az ensztatitokhoz, mint a normál kondritokhoz.

Az akondritos kőmeteoritok összetétele

Közös jellemzőjük, hogy anyaguk differenciált, teljesen átolvadt, módosult eredetű ősi kiségitestből származó bazaltos anyag és ennek módosulatai. Elvesztették kondritos szövetüket, itt a szemcsés bazaltos szövet a jellemző. Fajtáik: a HED meteoritok, a holdi, marsi és aubrit, angrit meteoritok.

A HED meteoritok:

akondrit meteoritok, mely mozaikszót a névadó típusok kezdőbetűi alapján kapták, azaz H=howardit, E=eukrit, D=diogenit. A Vesta kisbolygóról származónak gondoljuk őket, főleg az aszteroida kérge és felső bazaltos köpenyéből származnak és ütközés után dobódhattak ki.

Howardit - A HED rövidítésű akondrit meteorit klánból a H-kezdőbetűs típus névadója. A szülőégitest nagy valószínűséggel a 4 Vesta vagy egy hasonló aszteroida. Olyan regolit breccsa (tehát becsapódások miatt keveredő anyag) ami főként eukrit és diogenit fragmentumokból áll. Gyakorlatilag az időben egymást követő becsapódások egymásra halmozott és eltemetett anyagának mélyben lévő kristályosodott és tömött szerkezetű (litikus) breccsás anyaga.  A howarditok a nevüket a brit kémikusról Edward Howardról kapták, aki elsőként írta le a meteoritokban lévő "természetes vasat" és  azok nikkel tartalmát.

Eukrit - A HED rövidítésű akondrit meteorit klánból az E-kezdőbetűs típus névadója. A szülőégitest nagy valószínűséggel a 4 Vesta vagy egy hasonló aszteroida. A Vesta kérgéből származó bazaltos anyag, több féle típusa ismert, úgy mint: kumulátos eukrit ( mélyen a kéreg alatt megszilárdult orientált kristályok), nem-kumulátos eukrit, melynek altípusai: 1. fő sorozat (felszín közelében megszilárdult litikus regolit breccsa), 2. Stannern típusú, 3. - Nuevo Laredó szerűek ( mélyebb kéregből, átmenet a kumulátosak felé). Polimikt-eukritek - olyan regolit breccsa amely főleg eukritos breccsatöredékből áll, de 1/10 rész diegenites része is van benne. Az eukrit a leggyakoribb HED meteorit fajta, nevüket a görög eukritos szóból kapták, melynek jelentése: "könnyen megkülönböztethető".

Diogenit - A HED rövidítésű akondrit meteorit klánból a D-kezdőbetűs típus névadója. A szülőégitest nagy valószínűséggel a 4 Vesta vagy egy hasonló aszteroida. A Vesta kérgének mélyén, nagy nyomáson kristályosodott és megszilárdult mélységi magmás anyag. Nagyobb kristályokból áll, mint az eukritek, melyek összetétele: Mg-gazdag orto-piroxén, plagioklász és olivin. A diogenitek a nevüket a görög filozófusról, Diogenészről kapták, aki elsőként javasolta a meteoritok világűrbeli eredetét.

A marsi és holdi eredetű akondrit meteoritok és össztételük:

Részletes előadásomat a marsi és holdi eredetű meteoritokról itt nézheti meg.

Marsi meteoritok - a Mars bolygóról származó meteoritok, Ottani becsapódás hatására kidobódott meteoritok.  A főként bazaltos összetételű metoritok, forrás vidéke a Marson nem ismert, egyes kutatók a Mojave, Tooting, Zunil, Corinto-krátereket és a Tharsys-hátság vulákni vidékét sejtik forrásnak. Nevezik SNC meteoritok-nak is, mely rövidítést a névadó hullások típusáról kapta (Shergottit, Nakhlit, Chassignit), 4. képviselőjük az orto-piroxénes OPX. Ritka és nagyon értékes meteoritok.

Shergottit - a marsi eredetű SNC meteoritok, egyik legfiatalabb és legnépesebb, 170-180 millió éves képviselője, ami az indiai Sherghati település mellett 1865-ben lehullott példányról kapta a nevét. 3 féle típusuk van, mely széles spektrumú összetételről tanúskodik: bazaltos (monoklin piroxén augit, pigeonit, stb ásványok), olivin-porfíros (finomszemcsés bazaltban nagy olivinek), lherzolitos (peridotitos, nagyobb rombos-piroxén szemcsékbe ágyazódott olivinek). Egyik forrás kráter jelöltjük a fiatal Mojave-kráter.

Nakhlit - a marsi eredetű SNC meteritok, egyik képviselője ami az egyiptomi El Nakhla El Bahariya falu mellett 1911-ben lehullott példányról kapta a nevét. Augitban gazdag, magmás akondit meteorit, ami kb. 1,3-1,4 mrd éve formálódott egy jelentősebb marsi bazalt elöntésből. Egy helyi újság szerint agyonütött egy kutyát, de ez inkább hírlapi kacsa. Lehetséges forrás vidék az Elysium Mons.

Chassignit - a marsi eredetű SNC meteritok, egyik képviselője ami a francia Chassigny városka mellett 1815-ben lehullott példányról kapta a nevét. Szinte teljes egészében olivinből áll, némi piroxén, földpát társaságában, dünites meteorit.

Holdi eredetű meteoritok - a Holdból becsapódás hatására kidobódott anyag mely valamely égitest, így a Föld felszínére lezuhan. Differenciált anyagú, akondritos (bazaltos, gabbrós, anortozitos) rendkívül ritka meteoritok, melyek főként földpátból, olivinből, piroxénből és ilmenitből állnak. Típusai: LUNA A - anortozitos felföldi kőzet (pl. földpátos holdi breccsák, egyéb breccsák), LUN B - mare bazaltok, LUN G - mare gabbró, LUN B - holdi noritok. Ritka és nagyon értékes meteorit fajta.

Primitív akondritok és összetételük:

Bár kémiailag még kondritos jellegűek, de szerkezetileg már akondritosak, átkristályosodtak.

A diffrenciálatlan primitív akondritok a következő meteoritok: akapulkóit, lodranit, winonait, ureilit, brachinit.

Differenciált társaik az angrit, aubrit, ez utóbbi kettő a HED meteoritokhoz hasonló aszteroidális meteoritok.

Minden primitív akondrit sajátsága, hogy kémiai és ásványtani hasonlóságot mutatnak a kondritokkal, de szerkezetileg már mások (átolvadtak, átkristályosodtak) és lehetnek bennük relikt (visszamaradt) kondrum maradványok, lényegében átmeneti meteorit típust képez. 

A differenciálatlan primitív akondritok és összetevőik:

Ureilit - az egyik primitív akondrit típusú meteorit, lényegében egy olivin-piegonites akondrit. Jelentős szén és grafittartalma van, emellett nano és mikro gyémántokat tartalmaz, ami nagy nyomású sokkhullámok miatt alakulhatott ki.  Két fajtájuk ismert, a monomikt és polimikt. Előbbi durva-szemcsés olivines szerkezetű, kevesebb piroxénnel, utóbbi különböző szerkezetű klasztokból áll.  Nevét az oroszországban 1886-ban Novo Urei falu mellett hullott ugyanilyen nevű meteoritról kapta, a meteorit egy darabját állítólag a helyiek megették, mert illata a frissen sütött kenyérre emlékeztette őket. Forráségitestje ismeretlen.

Lodranit - az egyik primitív akondrit típusú meteorit, mely főként meteoritikus vasnikkelből és szilikát ásványokból áll, utóbbi az olivin és az alacsony Ca-tartalmú piroxén. Névadó meteoritja a pakisztáni Lodhran városában hullott, 1868-ban, nagy porfelhőt kavarva, ami segítette a meteorit megtalálását. Kissé hasonlóak az akapulkóitokhoz, de annál durvább szemcséjűek, plagioklászt, troilitet, kromitot, króm-dioxidot és foszfidokat is mértek bennük. A lodranitok olyannyira átolvadt anyagú meteoritok, hogy az eredetileg bennük lévő fém és szulfid megolvadva kiegyenlítődött illetve a parciális (részleges) olvadáskor távozott jelentős fém és szilkát olvadék. Ez ahhoz vezetett, hogy a meteorit nagyjából azonos mennyiségű fémet és szilikátokat tartalmaz.

Akapulkóit - az egyik primitív akondrit típusú meteorit, mely főként meteoritikus vasnikkelből, troilitből, olivinből és orto-piroxénből áll. Névadó meteoritja a mexikói Acapulco külterületén 1976-ban hullott Acapulco nevű meteorit, mely arról nevezetes, hogy hullás után olyannyira hideg volt, hogy egyes feljegyzések egyenesen deresnek írták le. Kissé hasonlóak a lodranitokhoz, de annál finomabb szemcséjűek. Ezek is mint a lodranitok, nagyjából azonos mennyiségű fémet és szilikátokat tartalmaznak. 

Brachinit - az egyik primitív akondrit típusú meteorit, melynek legfőbb összetevője akár a 74-98%-ban is jelen lévő olivin. Egyéb ásványi anyagok: 6,7-12,9% plagioklász, 1,8-4% FeNi-szulfidok, 1,5-8,2 % klino-piroxén, esteleg FeNi és foszfátok. Névadó meteoritja a dél-Ausztráliali Brachina mellett 1974-ben talált ugyanilyen nevű meteorit. Az egyetlen különbség a kondritokhoz képest a nagyon magas olivin arány. Forráségitestje ismeretlen.

Winonait - az egyik primitív akondrit típusú meteorit, mely metamorfózis, részleges megolvadás, brccsásodás jeleit mutatja relikt kondrumok jelenléte mellett, geokémiája a H és E kondritok között átmenetet képez.  Egyes példányaiban jelentős fémvasnikkel található, ami étetve Widmanstätten-Thomson mintázatot  mutat. Névadó meteoritja az arizónai, USA Winona mlleti ásatáson 1928-ban talált talált ugyanilyen nevű meteorit. Érdekesség, hogy Winona rendkívül közel fekszik a világhíres Barringer-kráterhez. A winonaitoknal és a hozzájuk kémialag közel álló IAB és IIICD típusú vasmeteortiknak feltehetően egy azonos vagy hasonló forráségitestje lehetett.

A differenciált primitív akondritok és összetevőik:

Két képviselőjük ismert az angrit és az aubrit, ezek a HED meteoritokhoz hasonló aszteroidális meteoritok

Angrit - ritka és különleges bazaltos akondrit meteorit típus, mely gyakran üreges, az üregek átmérője a mm-től a cm-esig terjed. A típus névadója a brazíliában 1869-ben hullott Angra dos Reis meteorit. Az angritok nagyon idős magmás anyagból állnak, kristályosodási koruk 4,55 milliád év, fő ásványaik az augit, olivin, anortit és szulfidok. Lehetséges szülőégitestjük a 289 Nenetta, 3819 Robinson kisbolygók, egyes kutatók szerint viszont az erősen magmás jelleg miatt feltehető, hogy magából a Merkurból dobódtak ki.

Aubrit - az akondritok egyik fajtája, mely erős rokonságot mutat az ensztatit kondritokkal, ugyanis elsődleges alkotó ásványa az ensztatit, ezért régebben ensztatit akondritnak is nevezték. Névadója az 1836-ban Franciaországban hullott Aubres nevű meteorit. A legtöbb aubrit erősen breccsás, belül világos színű, de barnás olvadási kéreggel borított meteorit. Valószínű szülőégitestjeik az E-típusú aszteroidák így szóba jön a (3103) Eger és 44 Nysa kisbolygó is.

Röviden: nagyjából a naprendszerrel egyidősek, de találtak bennük ennél ősibb, más csillagokban keletkezett szemcséket is (angolul ún. presolar grains). A valóság azonban kicsit összetettebb, alapvetően három kort is értelmezünk velük kapcsolatban, úgy mint:

Kialakulási kor (angolul Formation Age, jele: FA):

Egyszerűbben: a meteorit szülőégitestjében való anyag kialakulása és a megtalálása között eltelt idő. Általában az első időszakot akondritok esetében a teljes kristályosodástól, kondritok esetében a kondrum/mátrix végleges kialakulásától számítják. Főként az U, Sr, Pb, Rb stb. izotópok bomlási arányaiból származtatják ezt az időt, ami különböző izotópokat használva közel azonos, de azért némileg különböző. Tipikus értéke: kb 4,46-4,51 (+/- 0,004-0,33) mrd év.

Kozmikus kitettségi idő (angolul Cosmic Ray Exposure, jele: CRE):

az az idő ami a meteorit szűlőégitestjéből való kiszakadás és a földre hullás között eltelt. A kiszakadás után az Űrben a meteoroid test anyagát a kozmikus sugárzás szabadon bombázza és olyan izotópok keletkeznek benne, ami a földön nem, hiszen véd minket Földünk mágneses tere. Ilyen izotópok lehetnek (főleg nemesgázok) pl. a He3, Ne21, Ar38. Mivel ezen izotópok felezési ideje ismert, így mennyiség arányukból kiszámítható a CRE idő. A kozmikus sugárzás ún. hasadási nyomokat hagy a meteorit anyagában, ez is használható hasonló mérésre. A kitettségi idő jellemző értéke néhány millió év, segítségével kimutatható akár több kiszakadási fázis is. Pl. a Cseljabinszk meteorit esetében a CRE 1-1,2 millió év és legalább 5 db ütközést azonosítottak ilyen módszerekkel.

Földi kor (angolul Terrestrial Age, jele: TA):

A meteorit felszínre hullása és megtalálása között eltelt időszak. Ez elsősorban az antarktiszi és sivatagi meteoritoknál jelentős, hiszen itt a földi mállás – különösen az előbbinél – kevésbé erős. A mostanság újdonságnak számító ún. fosszilis meteoritok földi korát is ilyen módszerrel határozzák meg. A mérés a C14, Be10 Cl36, Mn53, Al26 izotópok arány meghatározásán alapul. Ezek az izotópok gyakran nem állnak mérhető mennyiségben rendelkezésre, ezért dúsitják azokat. Néhány meteorit földi kora: Hoba IVB 80000 év, Campo del Cielo IAB-MG 5000 év, Rock Creek L 15500 év, Daraj 008 1300 év.

A meteoritok felismerése nagy szakértelmet és egyben gyakorlatot igényel, még átlagos ásványos ismeretek sem elegendőek ide. Szakemberek számára is évtizedek kellenek míg annyira megismerik őket, hogy kézben fogva azokat nagy bizonyossággal azonosítani tudják a példányokat. Akit bővebben érdekel a téma ezzel foglalkozó írásomat itt találja.

Kizárólag a meteoritokat jól ismerő és a meteoritika tudományában nagy gyakorlattal rendelkező szakember tudja laboratóriumi mérésekkel azonosítani és igazolni a meteoritnak gondolt kőzeteket, tárgyakat! Számos eset ismert, hogy általános szakmai tudással rendelkező geológust tévesztett meg földi eredetű kőzet vagy ipari melléktermék. Csak meteorit azonosításban, anyaguk laboratóriumi leírásában gyakorlattal rendelkező geológus és/vagy meteoritikai szakember tudja felismerni és igazolni földön kívüli eredetüket. Ráadásul ezen mérések igen gyakran bonyolultak, műszerigényesek és magas költséggel járnak.

Ugyanis az kőzet meteorit amelyről ezt kutató, szakember igazolta és a Meteortical Bulletin befogadta adatbázisába, mint tudományosan leírt, igazolt meteoritot. Minden más - a szakma szabályai szerint - nem tekinthető meteoritnak, bármennyire is azt gondoljuk, hisszük róla.

Az elmúlt évtizedekben sok ezer db meteoritnak vélt mintát küldtek be a lelkes megtalálók hozzám. El kell áruljam: mindössze 2 azaz kettő darab bizonyult valódi meteoritnak! Annyira hihetetlenül ritkák, hogy kissé viccesen azt kell mondjam a "Meteoritot találtam?" kérdésre, hogy "nem ....". De nyilván azt gondolom, hogy adjuk meg az esélyt minden meteorit gyanús találatnak, ezért is írtam az otthon házi eszközökkel is elvégezhető vizsgálatokra alapozott "Meteorit azonosítás" cimű írásomat. Ha az ott olvasottak és házi vizsgálatok után is azt gondolja, hogy valóban meteoritot talált kérem vegye fel velem a kapcsolatot itt és meglátjuk, hogy igényel-e további vizsgálatot a talált minta.

Igen vannak, de mivel a meteoritok terület arányosan hullanak és hazánk nem túl nagy országnak számít, ezért meteoritjaink száma és mennyisége is ehhez aránylik. A Meteoritical Bulletin olyan módon tartja nyilván a meteoritokat, hogy azok jelenleg melyik országhoz tartozó területen hullottak vagy találták őket. Példának okául legyen adva egy 1882-ben Mócs község mellett, Erdélyben hullott meteorit, amely terület akkor Magyarországhoz (Királysághoz) tartozott de ma már Románia, akkor ezt a meteoritot Romániához sorolják. Lehet rossznak vagy bármilyennek minősíteni a MetBull eljárását, de perpillanat nincs jobb és bővebb, részletesebb nyilvántartó katalógus ehelyett. Kénytelen vagyunk alkalmazkodni hozzá és a hibáira a szerkesztői figyelmét felhívni. A lenti táblázatban a MetBull hivatalos meteorit neveket tüntettem fel, még ha az magyar szabályok szerint helytelen is.

Magyarországi meteoritok:

Ha most a régi Magyarország határain belül nézzük a ugyanezt, vagyis azt a helyzetet amikor a meteorit úgy hullott vagy úgy találták, hogy az akkori időpontban a terület éppen a régi Magyarországhoz tartozott. Ebben az esetben sokkal több meteoritot - szám szerint 23-at - tudunk felsorolni ezek a régi magyarországi meteoritok, őket ezen az  oldalon találja meg.

Érdekes módon a 20-as listán mind-mind vasmeteorit szerepel. Ennek oka talán az, hogy a vasmeteoritok anyaga áll ellen legjobban a nedves földi mállásnak, eróziós hatásoknak, egyszerűbben fogalmazva időt állóbb az anyaguk. A táblázat a legnagyobb tömegű "egy darabban" lévő példányokat közli.

Érdekességként megadom, hogy a legnagyobb kő-vas meteorit amit egyben találtak az a világhíres Seymchan nevű orosz 2,7 tonnás pallazit, 2007-ből.  A legnagyobb ma ismert egyben lévő kőmeteorit pedig az 1976. március 8.-án Kínában, Jilin mellett hullott H5 típusú normál kondrit. Itt a teljes ismert tömeg (TKW) 4 tonna feletti, a legnagyobb és egyben csúcstartó példány tömege 1,77 tonna.

Az olvadási kéreg (angolul Fuison Crust, rövidítve FC) a meteorhullás fényes szakaszának sötét repülésre való átváltásakor keletkezik, ezt általában több változó erősségű vagy egy nagy végső, nagy robbanás előzi meg, utóbbi amikor a meteortest a légköri fékeződésekor hirtelen hangsebesség alá lassul. A kéreg lényegében a forró plazma által felmelegedett meteortest hirtelen lehűlésekor keletkező kőzet üveg, amelynek színe kondritoknál általában fekete vagy sötét. Ez az elsődleges olvadási kéreg, mely általában a meteorit teljes vagy jó részét borítja. Elszíneződéseit általában az anyagi összetétel okozza, ez lehet vörös, barna, de akár kékes szín is.

Az olvadási kéreg a meteorit repüléssel ellentétes oldalán gyakran habosodik, mert hátul vákuum szívja a "menetszél" által hátra sodort anyagot. A vákuum és a helyi turbulenciák néha kicsipkézik a kérget. (ld. a Chelyabinsk meteorit képén). Ha a robbanás után nincs elég idő újabb friss leolvadt felület képződésére, akkor a kéreg nem képes ugyanolyan vastagságban és összetételben bevonni a meteorit felszínét, ezt nevezzük másodlagos olvadási kéregnek, színe szerkezete általában eltér az elsődleges kéregtől. (Ld. a Kosice metoerit képén). Ha a robbanás olyan későn következik be, hogy a meteorit belső szerkezete foltokban kilátszódik, akkor a ritka harmadlagos olvadási kéregről beszélünk.

A kitágult testre ráolvadó dermedt kőzetüveg felület gyakran összehúzódik hűléskor (pl. szabadeséskor), ekkor a kéreg megrepedezhet, aminek szerkezetét kontrakciós repedéseknek (angolul contraction cracks) nevezzük. (ld. a Bassikounou meteorit képén). Némely esetekben a kőzet üveg sima, rücskösödés nélküli, félmatt bevonatott képez, esetleg néhol csillog, ennek képződési folyamatát nem ismerjük. Ilyen pl. a Knyahinya meteoritunk kérge vagy a Tuathe meteorité.

A fenti képen a következő kondrit (kőmeteoritok fő képvselője) meteoritokat láthatjuk:

Felső sor balról jobbra: Gao-Guenie H5, 1960, Burkina Faso, ezután Sidi Ali Ou Azza L4, 2015, Marokkó, ezután Kosice H5, 2010, Szlovákia

Alsó sor balról jobbra: Chelyabinsk LL5, 2013, Oroszország, ezután Bassikounou H5, 2006, Mauritania, ezután Tuathe H4/5, 2002, Lesotho