ИСТИНА

Источником хондритов служит пояс астероидов, состоящий из обломков хондритовых (не расслоенных) железо-каменных планет (Маракушев и др., 2003). Они зарождались и развивались, как и расслоенные планеты земной группы, в качестве жидких железо-силикатных ядер околосолнечных планет-гигантов, сходных с Юпитером, но в отличие от него они потеряли гигантские флюидные оболочки под воздействием Солнца, так что их ядра превратились в самостоятельные хондритовые планеты, подвергавшиеся затем взрывному распаду на астероиды. История этого планетного развития запечатлена в хондритах. Начало их эволюции фиксируется расщеплением на энстатитовые и форстеритовые хондры и никель-железную матрицу, обусловленным жидкостной несмесимостью под давлением флюидных оболочек материнских планет-гигантов. Давление фиксируется вхождением в металлическую фазу хондритов мельчайших зерен алмаза (меньше 10 нм) в парагенезисе с муассанитом (SiC). Алмаз содержит множество флюидных включений и характеризуется отношением изотопов ксенона 136/134, равным 1,04, аналогичным этому отношению в атмосфере Юпитера (Manuel, Katragada, 2003). Корреляцией средних составов хондритов, первичных хондр и металлической матрицы определяются их главные типы (рис. 1). С них начиналась эволюция хондритового магматизма. Такое “начальное” состояние сохраняется только в неравновесных хондритах, возникавших при стремительной потере флюидных оболочек материнскими планетами хондритов, так что совмещаются ранняя протопланетная и заключительная планетная стадии их развития. Примером может служить хондрит Hammadah al Hamra 237 (Krot et al., 2001), магнезиальные хондры которого находятся в металлической матрице, порфировая структура которой определяется наличием зональных никель-железных зерен (5-10 мас.% Ni) в камаситовой основной массе. В сходных условиях формировались все энстатитовые хондриты, хондры которых подвергались только автобрекчированию за счет взрывного отделения флюидов металлической матрицы. Более обычна медленная дегазация материнских планет хондритов со снижением, как общего давления флюидов, так и H2/H2O отношения в них за счет преимущественной потери водорода. Это стимулировало развитие хондро-матричных реакций окисления, например в энстатитовых типах хондритов: MgSiO3+Fe+H2O= MgFeSiO4+H2. В ходе смещения реакции вправо в ряду обыкновенных хондритов металлическая матрица вытесняется оливиновой, а энстатитовые хондры вытесняются оливиновыми в порядке возрастания их железистости (Fe∙100/(Mg+Fe), указана в скобках): HH(10)- H(20)- L(25)- LL(30) согласно реакции: 0,75Mg1,6Fe0,4SiO4 + 0,25Mg0,8Fe0,2SiO3 + 0,35Fe0,93Ni0,07 + 0,25H2O = Mg1,4Fe0,6SiO4 + 0,35Fe0,75Ni0,25+0,25H2. Реакция отвечает широко известному правилу Прайора. В доминирующих равновесных хондритах состав хондр коррелируется с оливином, входящим в состав металлической матрицы. В отличие от них в неравновесных хондритах металлическая матрица вытесняется железистой оливиновой при сохранении форстеритовых первичных хондр. В углистых хондритах первичные хондры представлены форстеритом, которому соответствует металлическая матрица, богатая кремнием (см. рис. 1). Такие соотношения достигаются в очень крупных материнских планетах при крайне высоком давлении водорода, определяющем неустойчивость энстатитовых хондр: 2MgSiO3+Fe+2H2 = Mg2SiO4+(Fe+Si)+2H2O или 2MgSiO3+Fe+3H2+CO=Mg2SiO4+(Fe+SiC)+ 3H2O. При этом формируются хондры, с предельно низким изотопным составом кислорода (16O). Фрагменты их известково-глиноземистых хондр описываются под названием тугоплавкие включения. Кислород углистых хондритов утяжелялся (16О → 17О + 18О) в ходе потери водорода их материнскими планетами в результате развития реакций гидратации: Mg2SiO4+(2Fe+SiC)+4H2O=2MgFeSiO4+C+4H2. Смещение их вправо в первую очередь сопровождалось вытеснением первичной металлической матрицы вторичной оливиновой. При сохранении в ней первичных форстеритовых хондр и их фрагментов образуются форстерит-оливиновые хондриты. При практически полном вытеснении первичных форстеритовых хондр образуются оливиновые хондриты. Они наблюдаются в обычных форстерит-оливиновых в виде так называемых темных включений иногда угловатой (обломочной) формы. По (Claytоn, Mayeda,1999) они характеризуются тяжелым изотопным составом кислорода (данные по ним в скобках), например, Allende 17O=-2,73‰ (1,08), 18O=1,51 ‰ (5,75), представляя сдвиг в сторону кислорода воды углистых хондритов (17O=9,2‰, 18O=15,9‰). Оливиновые хондриты представляют, таким образом, самую высокую ступень эволюции хондритового магматизма, отвечающую предельному смещению вправо рассматриваемой реакции. Они формировались в периферических частях хондритовых планет, которые более длительно подвергались флюидному воздействию по сравнению с внутренними частями, развитие которых оставалось на форстерит-оливиновой ступени развития. На заключительной стадии оливиновые хондриты образовывали консолидированные коры планет, в которые интрудировали форстерит-оливиновые хондритовые расплавы из их внутренних частей. Жидкое состояние их оливиновой матрицы фиксируется структурами ее закалки, наглядно проявленными, например в метеорите Allende. Его вторичная матрица состоит из мельчайших пластинчатых (удлиненных в сечении) лейст оливина. Петрографически ее можно отнести к типу структур спенифекс - характерных структур закалки ультраосновных магм. Их жидкое состояние сохраняется при высокой насыщенности летучими компонентами, при потере которых развиваются структуры закалки. В метеорите Allende закалочная структура обусловлена переходом от протопланетного к планетному развитию хондритовых планет.