Planetky v kolébce – svědectví chondritických meteoritů

Rozvoj výzkumu planetek a ostatních skupin těles meziplanetární hmoty v posledních desetiletích přinesl záplavu nových poznatků o jejich fyzikálně-chemických charakteristikách a postavení ve sluneční soustavě. Zpracování a diskuse těchto poznatků výrazně ovlivnila vývoj názorů na jejich vznik a ranné fáze vývoje, související přímo se vznikem sluneční soustavy. Výzkum planetek byl od svého počátku předmětem především astronomického studia. Díky rozvoji kosmochemie a meteoritiky získal výzkum planetek nový rozměr ve smyslu mineralogického, petrologického a kosmochemického studia tohoto jedinečného rezervoáru velmi staré hmoty, který planetky reprezentují. Ukazuje se, že pečlivá analýza astronomických a kosmochemických pozorování a jejich následná syntéza je cestou k úplnému pochopení role planetek ve sluneční soustavě právě z hlediska jejich vzniku a vývoje.

Jaké výsledky může toto mezioborové spojení přinést je možné dobře prezentovat na rozvoji interpretací vzniku a vývoje planetek, založených na kosmochemickém záznamu meteoritů a studiu spektrálních charakteristik difúzně odraženého slunečního záření od povrchů planetek. Je nesporné, že většina známých meteoritů odvozuje svůj původ z planetek hlavního pásu situovaného mezi planetami Mars a Jupiter. Studium meteoritů tak umožňuje získat velice přesné představy o podmínkách vzniku a vývoje planetek v geologické minulosti.

Příkladem může být studium podmínek termální metamorfózy hmoty chondritických meteoritů typu H v rámci jejich mateřských těles. Fragmentací těchto těles v důsledku četných impaktních událostí vznikla skupina planetek, která je důležitým článkem k pochopení vzniku a původu H chondritů. Chondritické meteority typu H představují chemicky velmi primitivní hmotu, jejíž stáří se shoduje se stářím sluneční soustavy (4,5-4,6 mld. let). Typ H označuje, že hmota těchto meteoritů je velmi redukovaná. Většina železa se tedy vyskytuje v ryzí formě v podobě částic meteorického kovu (slitiny Fe-Ni). Pouze malá část železa je zastoupena v nejběžnějších silikátových minerálech chondritických meteoritů - olivínech a pyroxenech. Stupeň oxidace železa pro H chondrity ozačujeme jako nízký.

Snímek pyroxenické chondrule z výbrusu meteoritu Morávka pořízený ve zpět odražených elektronech pomocí rastrovacího elektronového mikroskopu. Detail představuje kontakt vápníkem chudých pyroxenů (tmavě červené) chondrule s vápníkem bohatými pyroxeny v lemu chondrule (světlé partie na kontaktu s okrajem chondrule). Na základě chemického složení obou pyroxenů je možné vypočítat teplotu jejich vzniku a tedy i teplotu tepelného postižení celého meteoritu.

Je zřejmé, že hmota H chondritů vznikla v první fázi přímou kondenzací ze sluneční pramlhoviny. V této fázi vznikly i kulovité strukturní útvary (chondrule) a jemnozrnná matrix, představujicí pozdní kondenzáty. Výsledné chemické složení hmoty H chondritů a jejich nízký oxidační stupeň byl dán tzv. chemickým gradientem v nově vznikající sluneční soustavě. Chondritická hmota situovaná blíže ke Slunci byla vzhledem ke složení sluneční fotosféry (představuje původní, nezměněné složení sluneční pramlhoviny) ochuzena o těkavé prvky a do určité míry redukována. To platí právě pro chondrity typu H. Naopak chondritická hmota nacházející se ve větších vzdálenostech od Slunce si zachovala více těkavých prvků a vyznačuje se také vyšším oxidačním stavem (příkladem jsou uhlíkaté chondrity). Projevy chemických změn v závislosti na vzdálenosti od Slunce lze pozorovat v hlavním pásu planetek dodnes. Na základě srovnání reflektančních spekter planetek a meteoritů víme, že planetky představující ekvivalenty redukovaných meteoritů obíhají v menších heliocentrických vzdálenostech než planetky tvořené oxidovanějším, a tedy i chemicky primitivnějším materiálem.

Snímek pyroxenické chondrule z výbrusu meteoritu Morávka pořízený ve zpět odražených elektronech pomocí rastrovacího elektronového mikroskopu. Detail představuje kontakt vápníkem chudých pyroxenů (tmavě červené) chondrule s vápníkem bohatými pyroxeny v lemu chondrule (světlé partie na kontaktu s okrajem chondrule). Na základě chemického složení obou pyroxenů je možné vypočítat teplotu jejich vzniku a tedy i teplotu tepelného postižení celého meteoritu.

V druhé fázi historie existence hmoty H chondritů došlo k utvoření jednoho či více mateřských těles. Tato mateřská tělesa H chondritů dnes už v původní podobě neexistují. V důsledku četných impaktů byla rozbita na celou řadu menších těles - skupinu planetek, které dnes rozlišíme na základě shody charakteristik jejich reflektančních spekter se spektry H chondritů nalézaných na Zemi. Podstatné je to, že během poměrně krátké existence mateřských těles prodělala jejich hmota různou míru tepelné přeměny - metamorfózy. Na základě znalosti teplot metamorfózy různých H chondritů nalezených na Zemi a aplikací těchto poznatků na kosmochemické modely si můžeme vytvořit slušnou představu, jak taková mateřská tělesa vypadala.

Na základě těchto poznatků jsme se pokusili rekonstruovat podmínky vzniku nově klasifikovaných chondritických meteoritů ze skupiny H (Haloda, Týcová, 2002). Pro výpočet teplot termálního postižení jsme použili vztahů změn námi analyzovaného chemického složení silikátových minerálů - pyroxenů s teplotními podmínkami jejich vzniku (Lindsley, 1983). Získané výsledky pro jednotlivé meteority jsou uvedené v následující tabulce.

název meteoritu	chemicko- petrologický typ	teplota metamorfózy
DaG M10*	H3	< 500 oC
Zlín	H4	650 ± 50 oC
Morávka	H5-6	730 ± 50 oC

* (předběžné pracovní označení)

Získané teplotní údaje poskytují představu, v jakých hloubkách pod povrchem mateřského tělesa se hmota uvedených meteoritů utvářela. Z tabulky je patrné, že meteority petrologického typu 3 prodělaly nejnižší termální přeměnu, zatímco typ 6 reprezentuje nejvyšší míru termálního postižení. Při teplotách kolem 950 st.C již dochází k tavení chondritického materiálu a tvorbě diferencovaného materiálu primitivních achondritů. Z toho vyplývá, že meteorit DaG M10 reprezentuje podpovrchové málo metamorfované horniny, naopak meteorit Morávka byl v rámci mateřského tělesa situován ve větších hloubkách a byl také výrazně tepelně přeměněn.

Získané výsledky dobře korespondují se současnými modely popisujícími vnitřní stavbu původních mateřských těles obyčejných chondritů. Největším přiblížením původní podoby je slupkovitý model (onion shell model), který předpokládá těleso složené z několika vnitřních vrstev, tedy koncentrických zón s různým stupněm termální metamorfózy chondritického materiálu. Velikost původního mateřského tělesa a rozsah jednotlivých zón se odhaduje na základě teoretických termálních modelů (Bennett and McSween, 1997), kde určujícími faktory jsou mimo celkového chemického složení také stupeň kompakce tělesa, jeho iniciální teplota a uvažovaný zdroj tepla. Ukazuje se, že zdrojem potřebného tepla byl rozpad krátkodobých radionuklidů, především ²⁶Al. Tento radioaktivní izotop s poločasem rozpadu 640 000 let vznikl při výbuchu supernovy krátce před vznikem sluneční soustavy. Tento fakt dokazuje také kontaminaci sluneční pramlhoviny materiálem obohaceným především o těžké prvky. Například velká část uranu, tvořící palivové články v reaktorech jaderných elektráren, vznikla právě při výbuchu zmíněné supernovy.

Pro mateřská tělesa H chondritů se na základě modelování předpokládá 80% podíl výrazně termálně postiženého (ekvilibrovaného) a 20% podíl (nepatrně termálně postiženého (neekvilibrovaného) materiálu. Modely také poukazují na poměrně značnou kompaktnost těles, jejichž původní velikost je odhadována na 160-190 km. Tuto velikost má například planetka 6Hebe, která byla již dříve považována za jedno z mateřských těles H-chondritů (Bennett and McSween, 1997).

Klasický model mateřského tělesa H chondritů (s vyznačenými zónami představujícími různé petrologické typy postižené odlišnými stupni termální metamorfózy (typ 6 představuje nejvyšší a typ 3 nejnižší tepelné postižení). Současné modely předpokládají oproti klasickému modelu výraznou převahu tepelně postiženého materiálu (typ 6) nad materiálem méně tepelně postiženým (typ3-5).

Hledání planetek (fragmentů) mateřských těles H chondritů je i dnes velmi obtížné. Svoji nezastupitelnou roli zde hrají metody studia spekter difúzně odraženého slunečního záření od povrchů planetek. Zdá se, že příroda, jak se v historii již mnohokrát prokázalo, cestu přímého poznání vědě značně zkomplikovala. Pokusíme-li se totiž o přímé srovnání charakteristik reflektančních spekter meteoritů s planetkami, narážíme na problém nejednoznačné identifikace planetek vzhledem k různým typům meteoritů. Tato nejednoznačnost vyplývá především z podstaty metody samotné. Můžeme získat pouze informace o přítomnosti hlavních horninotvorných minerálů a v některých případech i odhady jejich poměrů. Přiřadit spektra planetek jednotlivým typům chondritických meteoritů je tedy značně komplikované a získané poznatky je často nutné kombinovat s daty polarimetrickými a interferometrickými. Významně se na konečné identifikaci planetky podílí také výsledky práce astronomů, zabývajících se pozičním výzkumem a studiem dynamiky jednotlivých rodin planetek, což značně přispívá k rekonstrukci jejich vývoje.

V současné době známe několik desítek planetek hlavního pásu, které se svými spektrálními charakteristikami dobře shodují s H chondrity. Největší planetka z této rodiny 6 Hebe je tedy zřejmě, v souladu s kosmochemickými modely, jedním z mateřských těles H chondritů, které se zachovalo do dnešních dnů jen v málo pozměněné podobě.

Reference:
Bennett M.E., McSween H.Y., 1997. Revised model calculations for the thermal histories of ordinary chondrite parent bodies. Meteoritics 31:783-792.
Haloda J., Týcová P., 2002. The record of thermal and shock metamorphism in selected H chondrites (abstract). Geolines, vol. 14. p.31.
Lindsley D.H., 1983. Pyroxene thermometry. Amer. Mineral. 68:477-493.