Jak poznat meteorit

Jan 2, 2025

Jak poznat meteorit

Tento stručný a provizorní text má pomoci potenciálním nálezcům meteoritů zorientovat se v problematice a umožnit jim odhadnout šanci, že jejich vzorek je meteorit.

Úvod – meteority ve skupině fyziky meteorů

V naší skupině se přednostně zajímáme o meteority, které byly nalezeny na základě námi předpovězených pádových oblastí. Dokážeme poměrně spolehlivě určit, zda je daný vzorek „čerstvý“ meteorit, ale provést jeho klasifikaci u nás neumíme. Spolupracujeme proto s Dr. Halodou z České geologické služby (ČGS), který má potřebné přístrojové vybavení a bohaté zkušenosti s příslušnými analýzami.

Každý rok ale také řešíme okolo sedmdesáti žádostí o určení náhodně nalezených vzorků, u kterých si nálezce z řad veřejnosti není jistý, zda se jedná o meteorit, nebo ne. Postup je zhruba následující:

V prvním kroku nám potenciální nálezce emailem pošle (nebo si vyžádáme) detailní a ostré fotografie vzorku z různých stran, informaci o jeho velikosti, hmotnosti, hustotě a zda je vzorek magnetický. Na základě těchto údajů už většinou můžeme udělat závěr. Ve velké většině případů je zřejmé, že se o meteorit nejedná.
V malém procentu případů ale nejsme schopni na dálku rozhodnout a je potřeba mít vzorek fyzicky k dispozici. V tom případě se pokusíme domluvit osobní návštěvu nálezce se vzorkem. Se zasíláním vzorků poštou nemáme dobré zkušenosti a nemůžeme ho doporučit. Vzorek fyzicky posoudíme a opět ve velké většině případů zamítneme možnost, že by se mohlo jednat o meteorit. Jen velmi výjimečně můžeme sami konstatovat, že nalezený vzorek je skutečně meteorit. Jedná se ale pouze o relativně čerstvé nálezy a vždy to bylo z míst, kde jsme pád meteoritu předpověděli. Zatím za celou dobu se tak stalo pouze dvakrát.
Pokud však ani po fyzické prohlídce nemůžeme vyloučit, že se jedná o meteorit (a to jsou opravdu ojedinělé případy), domluvíme analýzu u Dr. Halody. Typicky jde o situace, kdy by mohlo jít o starý, velmi zvětralý meteorit. Pokud nálezce souhlasí, malá část vzorku se odřízne a provedou se potřebné analýzy. Jedná-li se o meteorit, udělá se klasifikace a odřezek zůstane podle pravidel stanovených mezinárodní Meteoritickou společností uložen v akreditované instituci (Astronomický ústav AVČR, ČGS, Národní muzeum). Zbytek si ponechá nálezce, který s ním může naložit podle svého uvážení. Meteorit nakonec dostane oficiální jméno, což je poměrně náročný proces, který má jasná pravidla a musí projít schválením Meteoritickou společností a na základě toho je zařazen do mezinárodní databáze meteoritů. U náhodného nálezu u nás však k takovému případu zatím ještě nedošlo.

V prvé řadě je nutné napsat, že na území České republiky je naděje na náhodný nález meteoritu, kdy nám při procházce krajinou padne do oka podezřelý „kámen“, naprosto mizivá. Vzorky se zajímavým vzhledem, které se výrazně liší od běžných hornin v místě nálezu, jsou podle našich zkušeností především strusky, jak pro zjednodušení označujeme odpadní produkty z hutní výroby. Strusky mohou mít nejrůznější vzhled, složení a vlastnosti a lze je najít opravdu všude – na polních cestách, v korytech potoků i v hlubokých hvozdech. Strusky jsou zkrátka daleko nejběžnější vzorky, mylně považované za meteority. Hned za nimi jsou různé rudy a rudní minerály. O málo vyšší naděje je v předpovězených pádových oblastech (viz Významné bolidy) a starých oblastech hromadných pádů meteoritů.

Původ meteoritů

Kosmickým prostorem se ve Sluneční soustavě pohybují kromě planet, planetek, komet a mnoha dalších objektů i menší tělesa. Pokud jsou jejich rozměry mezi 30 mikrometry a 1 metrem, označujeme je jako meteoroidy. Ty mohou pocházet v zásadě ze dvou zdrojů; z komet nebo z asteroidů. Země se při svém oběhu kolem Slunce každý den střetává s velkým množstvím těchto tělísek, jejichž relativní rychlost je mezi 11,2 km/s a 72,8 km/s. Při průletu atmosférou se vinou obrovských rychlostí meteoroidy silně zahřívají – natolik, že se na povrchu taví a odpařují. Tento proces se odborně nazývá ablace. Vzniká přitom světelný jev, který můžeme pozorovat a který označujeme jako meteor, případně jako bolid, pokud je velmi jasný. Meteoroid je také vystaven silnému mechanickému namáhání, odpadávají z něj úlomky a rozpadá se. Meteoroid se v atmosféře rovněž brzdí. Drtivá většina jich nepřežije tuto ablační fázi – rozpadnou se a zcela vypaří. Platí to pro všechny meteoroidy pocházející z komet, které jsou velmi křehké a mají obvykle vyšší vstupní rychlosti (tím pádem i rychleji ablují a jsou více namáhány). Pokud je však meteoroid dostatečně pevný, dostatečně velký (alepoň několik desítek centimetrů) s nízkou rychlostí, tak má šanci se natolik zbrzdit, že jeho rychlost klesne pod cca 2–3 km/s, kdy ustává ablace a meteor „zhasne“. Vrstvička roztaveného materiálu na povrchu meteoroidu se rychle ochladí a vznikne tak tenká sklovitá kůrka tavení, která je jedním z hlavních poznávacích znaků meteoritů. Posledních pár desítek kilometrů již těleso nezáří, padá po temné dráze a dále se brzdí. Na povrch dopadá v podstatě kolmo rychlostí volného pádu. Dopadová rychlost závisí na hmotnosti (a hustotě), je podzvuková a pokud bychom stejně těžký kámen vypustili z dopravního letadla v běžné letové výšce, dopadl by podobnou rychlostí. Na zemi nám nakonec leží meteorit – tedy meteoroid, který přežil ablační fázi v atmosféře.

Pády a nálezy meteoritů

Podle nálezových okolností je zvykem označovat jako nález takový meteorit, u kterého nebyl pozorován jeho průlet atmosférou. Do této kategorie spadá naprostá většina z více než 76 tisíc klasifikovaných meteoritů v pozemských sbírkách. Většina nálezů (cca 46 tisíc) pochází z Antarktidy, díky specializovaným expedicím. Dalším bohatým zdrojem je severozápadní Afrika („NWA“ meteority, 13 tisíc). Pokud se našel meteorit v souvislosti s pozorovaným meteorem (či spíše bolidem), označujeme jej jako pád. Takových případů je dodnes známo pouze něco přes 1200. Ještě vzácnější podskupinou pádů jsou meteority, u kterých známe i dráhu ve Sluneční soustavě. U nás je zažité označení meteorit s rodokmenem. Prvním takovým případem byl pád meteoritu Příbram v roce 1959.

Složení meteoritů

Neklademe si zde za cíl popsat současně používanou klasifikaci meteoritů, ani detailní složení jednotlivých typů. Místo toho se v největší stručnosti dotkneme jenom dvou z nich. Meteority můžeme postaru dělit na kamenné, železokamenné a železné. Kamenné meteority pak na chondrity, které představují nejméně přetvořený materiál z počátku formování Sluneční soustavy, a achondrity, které pocházejí z větších těles (Mars, Měsíc, planetky) a jejichž vznik je spojen s různými magmatickými procesy. Nejběžnějším typem meteoritů jsou tzv. obyčejné chondrity, které tvoří přes 85 % všech nálezů (mimo Antarktidu a NWA). U náhodného nálezu máme tedy největší šanci, že se jedná právě o tento typ. Obyčejné chondrity mají jemnozrnnou základní hmotu šedé barvy (při nízkém stupni zvětrání). Je složena především z olivínu, pyroxenu a plagioklasů. V této základní hmotě jsou přítomné malé kuličky o velikostech většinou do několika milimetrů, které se nazývají chondry. Kromě nich jsou výrazná ještě zrna ryzí železo-niklové slitiny (a případně troilit FeS). Díky nim mají obyčejné chondrity vyšší hustotu než běžné pozemské horniny a jsou také magnetické. Podle obsahu železa se dále rozlišují na H, L a LL chondrity.

Železné meteority jsou mnohem vzácnější (mimo Antarktidu a NWA cca 6 %), ale při určování vzorků od veřejnosti se často setkáváme s materiály, které lze za železné meteority zaměnit. Železné meteority představují slitinu železa a niklu s různými inkluzemi (FeS, grafit). Obsah niklu je v rozmezí zhruba 5–25 %. Nejčastějším typem železných meteoritů jsou oktaedrity. Jsou tvořeny dvěma minerály – kamacitem s nižším obsahem niklu a taenitem s vyšším obsahem niklu. Tyto dva minerály tvoří lamelovité krystaly, které orientovaně srůstají. Na naleptané ploše oktaedritu tak vytvářejí tzv. Widmanstättenovy obrazce. U vzácnějších železných meteoritů s velmi nízkým, nebo naopak velmi vysokým obsahem niklu (hexaerdity, ataxity) tyto obrazce neuvidíme.

Určování meteoritů

Je velice užitečné mít možnost vidět co největší množství skutečných meteoritů různých typů a různého stupně zvětrání. Nelze se spoléhat jen na obrázky z internetu a tak doporučujeme návštěvu např. Národního muzea, Přírodovědného muzea ve Vídni, nebo říjnové burzy minerálů v Mnichově, kde je možné si meteority i osahat a případně koupit.

Níže neuvádíme systematický návod, nebo klíč k určování meteoritů. Spíše jde o několik postřehů, které umožní i s minimálním vybavením odhadnout šanci, zda je daný vzorek meteoritem, nebo ne:

Kůrka tavení. Jak jsme uvedli výše, při hypersonickém průletu meteoroidu atmosférou se jeho povrch taví a odpařuje. Když se zbrzdí pod 2–3 km/s, vrstvička roztaveného materiálu na povrchu rychle zchladne a vytvoří na kamenných meteoritech tenkou sklovitou kůrku tavení. Ta je tmavá, černá, nebo nahnědlá. (U některých vzácných typů meteoritů sice může být i světlá a skvrnitá! Jedná se ale o velice výjimečné případy.) Pohled lupou ukáže na kůrce tavení jemnou síť tenzních trhlin, které vznikly při jejím chladnutí a které mohou vzdáleně připomínat praskliny ve vyschlém blátě na dně vypuštěného rybníka. Někdy jsou na kůrce tavení patrné i proudnice. U starých, silně zvětralých meteoritů může kůrka tavení zcela chybět, nebo může mít rezavě hnědou barvu. Na povrchu železných meteoritů kůrka tavení patrná není.
Vysoká hustota. Obyčejné chondrity obsahují zrna železo-niklové slitiny a díky tomu mají vyšší hustotu než běžné pozemské horniny. Její hodnota je okolo 3,5 g/cm³. Neplatí to pro uhlíkaté chondrity a většinu achondritů. U železných meteoritů naopak očekáváme hustotu zhruba dvojnásobnou.
Magnetické vlastnosti. Kromě vysoké hustoty má přítomnost Fe-Ni zrn v obyčejných chondritech za následek, že jsou tyto meteority „magnetické“. Nejlépe to zjistíme tak, že budeme nad kompasem pohybovat vzorkem a sledovat, zda se hýbe střelka. Pokud je to možné, vyhněme se přikládání silného neodymového magnetu, což pak zcela znemožní případný výzkum magnetických vlastností meteoritu. Malé, nebo silně zvětralé vzorky mohu být magnetické jen velmi slabě (zejména pokud se navíc jedná o obyčejný chondrit typu LL). Většina achondritů je nemagnetická.
Vnitřní stavba. Obyčejný chondrit je na odlomené ploše světle šedý, často s patrnými rezavými flíčky v místech železných zrn. Pokud se jedná o silně zvětralý kus, má rezavě hnědou barvu a je obtížné jej odlišit od mnoha různých pozemských materiálů. U železného meteoritu se po naleštění a naleptání mohou ukázat Widmanstättenovy obrazce, které jednoznačně ukazují, že jde o meteorit. U vzácnějších hexaedritů a ataxitů se však neukážou, stejně jako je nespatříme na malé plošce u hrubozrnného oktaedritu.
Dutiny po bublinách. Pokud na původním povrchu vzorku, nebo na odlomené ploše pozorujeme různé dutiny, o meteorit se nejedná. Meteority dutiny neobsahují. Jsou naopak naprosto typické pro strusky a některé pozemské horniny. Je ale potřeba rozlišovat mezi dutinami po bublinách a tzv. regmaglypty, což jsou prohlubně na povrchu větších kamenných a železných (u kterých jsou mnohem výraznější) meteoritů, které vznikají činností vířící horké plazmy během ablační fáze.
Přítomnost zrn křemene, nebo makroskopických krystalů vylučuje možnost, že jde o meteorit.
Nemagnetický vzorek s vysokou hustotou rovněž ukazuje, že se o meteorit nejedná.

Obrázek 1. Kůrka tavení na meteoritu Chergach (obyčejný chondrit H5). Na fotografii lze pozorovat síť jemných tenzních trhlin, mělké regmaglypty a několik odlomených částí povrchu.

Obrázek 2. Kůrka tavení a regmaglypty na meteoritu Pultusk (obyčejný chondrit H5), Přírodovědecké muzeum ve Vídni.

Obrázek 3. Odlomená část povrchu meteoritu NWA 869 (obyčejný chondrit L3-6). Počínající zvětrávání železo-niklových zrn vytváří ve světle šedé základní hmotě rezavé skvrny. Velikost vzorku 45 x 25 mm.