Маглина која се назире у средишту сазвежђа Орион на ноћном небу нуди јединствен поглед на тренутке рађања једног соларног система. Посматрачи са Земље имају задовољство да присуствују овом наизглед потпуно статичном призору, који заправо представља само трачак незамисливо дугог процеса сажимања међузвездане прашине. Овим се током више милиона година формирају све гушћи облаци, који се, даље, вртложним окретима претварају у  акрециони диск у чијем центру искрсава новорођена звезда.

Највећа количина те материје се слива ка њој увећавајући јој запремину, док у преосталим деловима диска остају скоро безначајне залихе довољне за формацију планета. Фаза развоја звезда током које се, почев од ситних честица прашине, одиграва процес формирања планета траје око десет милиона година и представља прелаз између протозвезде и звезде „главног низа“ мале масе као што је Сунце. По његовом завршетку, новоформирани соларни систем са звездом и планетама које око њега орбитирају оставља за собом трагове својих врлих почетака у виду небројених малих камених објеката који слободно лутају огромним интерпланетарним пространством.

Ова блистава појава на звезданом небу, дакле, служи као веродостојан пример настајања нашег Сунца и његових планетарних пратилаца. Данас, на тлу планете Земље се повремено могу наћи камени остаци чији састав сведочи о њиховом ванземаљском пореклу. Сви метеорити потичу из времена рађања Сунчевог система, стога њихово проучавањe омогућује реконструкцију срединских околности које су владале у том периоду.

Недиференцирани метеорити

Астероиди садрже већу или мању количину радиоактивних изотопа, од чега зависи да ли ће њихов радиоактивни распад довести до значајних структуралних промена самог астероида. Распад ових изотопа ослобађа велику количину топлоте, те би њихова већа заступљеност довела до топљења астероида. Са друге стране, захваљујући премалим залихама, неки астероиди су од свог настанка остали потпуно непромењени. Стога метеорити који потичу са њих представљају својеврсне космичке седименте директно документујући најраније фазе развоја Сунчевог система. Ови такозвани недиференцирани метеорити су познатији под именом „хондрити“ јер су карактеристични по хондрулима, милиметарским силикатским минералима кружног облика који испуњавају скоро читаву њихову унутрашњост.  За хондруле се сматра да су биле течне капљице настале топљењем примитивних грудвица прашине које су слободно орбитирале акреционим диском на самом почетку кондензације материје у облацима космичке маглине. Самим тим, хондрули су и први објекти који су међусобно срастали градећи камене масе током процеса сажимања маглине  у тренуцима настајања Сунчевог система. Посматрањем односа хемијских елемената насталих радиоактивним распадом у њима је утврђено да је најстарији хондрит формиран читавих 30 милиона година пре настанка Земље. Према томе, они се традиционално сматрају најстаријим и најпримитивнијим камењем Сунчевог система, будући да потичу са недиференцираних (нетопљених) већих камених објеката.

Поред хондрула, на хондритима се могу видети и наслаге богате калцијумом и алуминијумом (CAI инклузије) пречника до једног центиметра. Калцијум и алуминијум су елементи који се кондензују на изразито високим температурама. Будући да је током фазе формирања планета температура дуж хоризонталне средишње равни акреционог диска недовољна за кондензацију ових елемената, лако је закључити да су CAI инклузије морале настати у ранијим фазама еволуције звезда. Расипање гравитационе енергије услед гомилања материјала у акреционом диску доводи, са растом његове масе, до све већег загревања диска. Стога масивне акреционe стопе карактеристичне за протозвезде обезбеђују и до десет пута више температуре него током периода када се формирају планете, а које су погодне за стварање CAI инклузија. Према томе, CAI инклузије представљају први формирани материјал у Сунчевом систему, па је то уједно и најстарији материјал доступан за датирање. Датирање је показало да су се оне појавиле три милиона година пре хондрула, иако је извесно да су неке хондруле такође настале у то време. Осим тога, поједине CAI инклузије су прошле кроз поновно топљење и тако попримиле изглед хондрула крупнијег обличја него у првобитном кондензату.

Диференцирани метеорити

На Земљиној површини се могу пронаћи и метеорити који у себи не садрже хондруле и CAI инклузије, већ имају комплетно стеновити, гвоздени или стеновито-гвоздени састав. За разлику од хондирта, они потичу са астероида који су са распадом радиоактивног изотопа алуминијум-26 били изложени потпуном топљењу, при чему су се метали као најтежи елементи концетрисали у њиховом језгру, а силикати и камени материјал након хлађења образовали омотач и кору астероида. Доказ да је распад кратковечног радиоактивног изотопа алуминијума-26, чији полуживот износи свега 700.000 година, узрок настанка ових такозваних диференцираних метеорита је присуство магнезијума-26 у њима, ћерке продукта овог изотопа. Његовим  распадом ослобађају се велике количине топлоте, а с обзиром на кратак полуживот, закључено је да је био прилично заступљен у космичкој маглини пре настанка Сунчевог система. Различити радиоактивни изотопи су продукт нуклеосинтезе у различитим типовима звезда, а неки од њих су продукт и иридације честица младог Сунца. На основу истраживања њиховог порекла познато је да је алуминијум-26 један од радиоактивних изотопа који настају експлозијом супернова, што говори да је Сунчев систем продукт згушњавања молекуларних облака проистеклих из ове врсте звезда.

Магнезијум-26 се може пронаћи и у састојцима карактеристичним за хондрите. CAI инклузије га садрже у великим количинима; у хондрулима је присутан такође, иако приметно мање. Због чега онда хондрити нису били изложени процесу топљења? Иако CAI инклузије иницијално садрже довољну количину алуминијума-26 за то, неравномерна расподељеност овог изотопа широм Сунчевог система, његова концентрација искључиво у CAI инклузијама, као и чињеница да астероид по свој прилици није формиран у року од неколико милиона година након настанка CAI инклузија, разлози су због којих услови за диференцијацију објекта ипак нису били испуњени. Присутност овог изотопа у хондрулима показује да је формирање хондрула започето истовремено са CAI инклузијама, али да је због мањих количина трајало око два милиона година дуже, што такође указује на његову неравномерну заступљеност. Осим тога, новијим истраживањима је откривено да је још један кратковечни радиоактивни изотоп, берилијум-10, такође био садржан у CAI инклузијама. Овај изотоп није настао у звездама, већ је највероватније производ бомбардовања материјала енергетским честицама у акреционом диску младог Сунца при чему се ослобађала огромна количина термалне енергије. У таквим условима би се такође могли формирати и други кратковечни радиоактивни изотопи попут алуминијума-26, тако да постоји могућност и да се један део његових залиха појавио у каснијим фазама стварања Сунчевог система.

Метеорити који су досад пронађени воде порекло са преко сто различитих астероида. Велику већину њих чине хондрити, међутим, интересантно је да, насупрот очекивањима, сви они потичу са неколицине примитивних недиференцираних астероида. Према томе, мали број преосталих метеорита води порекло са свих осталих узоркованих астероида, а који су дакле диференцирани. Статистички гледано, 95 одсто пронађених метеорита су хондрити са 15 познатих недиференцираних матичних објеката, док преосталих пет одсто долази са приближно стотину различитих диференцираних астероида.

Површина Месеца је прекривена великим бројем кратера различитих величина сведочећи да су се судари са интепланетарним објектима догодили небројено пута у току његове историје.  Притом одсуство атмосфере и геолошка статичност Месеца су разлози због којих кратери временом нису еродирали, повукли се или на неки начин променили облик, што значи да је површина Земљиног сателита подложна једино спољним утицајима. Претпоставља се да би велики астероидни удари на Месецу изазвали кратку али интензивну кишу лунарних метеора на Земљи, па с обзиром да  налажење метеорита са Месеца тренутно представља велику реткост, јасно је да је прошло неко време од последњег таквог догађаја.

Осим метеорита, Месец је једини објекат у Сунчевом систему са ког постоје и узорци прикупљени током свемирских мисија из шездесетих и седамдесетих година прошлог века, а које чине материјали са седам различитих локација на видљивој страни Месеца. Метеорити у комбинацији са узорцима донетих са мисија имају велику примену у истраживању природе и порекла Земљиног сателита.

Лунарни метеорити углавном представљају бречу две основне врсте камења на Месецу, а које се лако примећују и посматрањем голим оком са Земље као светле и тамне површине пуног месеца. Светло камење потиче са висоравни које представљају остатке прастаре лунарне коре. С обзиром да се ова кора претежно састоји од бледог минерала анортита, сматра се да је она настала хлађењем глобалног океана магме на чијој површини је анортит плутао јер је био лакши од саме магме.

Тамно камење је базалт са Месечевих тамних површина које заправо представљају структуре настале великим ударима или древним вулканским ерупцијама које су се догађале до пре 3 милијарде година. У проучавању лунарних метеорита пажња је усмерена на утврђивање старости њихове кристализације, времена њиховог путовања од Месеца до Земље, као и времена проведеног на површини Земље.

Кад је реч о кристализацији, радиоактивна датирања су показала да постоје велике разлике у старости међу метеоритима које се крећу од 4,4 до 2,7 милијарди година. Светле површине су настале убрзо након формирања Месеца и старе су 4,4 милијарди година. Старост базалта са тамних површина се креће између 4,23 и 2,7 милијарди година, с тим да је већина овог камења настала пре више од 3,9 милијарди година када су астероидни удари били далеко чешћи него данас.

За утврђивање времена проведеног у свемиру  користи се мерење утицаја космичке радијације којем су лунарни метеорити били изложени на свом путу од Месеца до Земље. Резултати ових мерења су показали да путовање обично траје мање од 100 хиљада година, а да је највећи део путовао између 1-10 хиљада година. Током изложености космичкој радијацији у метеоритима се стварају радиоаткивни изотопи, који по доспећу на површину Земље почињу полако да се распадају.

На основу преостале количине ових изотопа се одређује колико дуго се метеорит налазио на Земљи и приближно време за све лунарне метеорите је око 100 хиљада година, уз понеки примерак који показује и време од око 140.000 година. Примерци са дужим присуством на Земљи нису откривени, па се сматра да су се временом дезинтегрисали и нестали.

Проучавања хемијског састава лунарних метеорита пружају и наговештаје о формирању самог Месеца. Основна разлика у односу на хемијски састав Земље је потпуно или скоро потпуно одсуство метала у његовом саставу, док је истовремено утврђено да су мешавине изотопа кисеоника, силицијума, волфрама и титаниума у великим количинама потпуно идентичне. То пре свега значи да Месец или не поседује метално језгро или је оно веома мало, али да постоји велика сличност са Земљом у садржају лакших елемената који се налазе у саставу омотача и слојевима планете ближим површини.

Објашњење које би могло да објасни овакав састав Месеца је да је објекат величине Марса ударио у рану Земљу непосредно по њеном настанку, при чему су се језгра два тела стопила у једно, а од облака остатака њихових омотача који је орбитирао око Земље је настао Месец. У прилог овом моделу не иде још само чињеница да је Месец највећи сателит који орбитира око неке планете, већ и то да је једини прави сателит у унутрашњем Сунчевом систему.

Метеорити са Марса су препознатљиви по томе што представљају вулканско камење врло слично базалту који се налази на Земљи. Осим тога, датирање показује да се њихова старост креће од 1,3 милијарди до 170 милиона година, што је упадљиво мање од уобичајене старости метеорита од око 4,5 милијарди година. Дакле, метеорити са оваквим карактеристикама су могли доспети једино са великог планетарног објекта који је био вулкански активан пре 170 милиона година, тј. током већег дела историје Сунчевог система.

Иако Меркур, Месец и астероид Веста показују јасне знаке вулканске активности, њихова мала маса говори да то није могао бити случај у скоријој прошлости. За разлику од њих, Јупитеров сателит Ио, иако приближно исте масе као и Месец, је услед интеракције са Јупитеровим масивним гравитационаим пољем изузетно вулкански активан и данас. Међутим његова површина је пребогата сулфуром, што се битно разликује од хемијког састава ових метеорита.

За Венеру се верује да је, као и Земља, још увек активна, али њена гравитација и масивна атмосфера искључује могућност да ударне крхотине трајно напусте њену површину. Према томе, с правом се може закључити да су ови метеорити потекли са Марса, како због мале гравитације и врло танке атмосфере, тако и због чињенице да се његова орбита налази надомак астероидног појаса, чинећи вероватноћу судара са малим интерпланетарним објектима знатно већом него у случају осталих стеновитих планета. Осим тога, мехурићи гаса са идентичним хемијским саставом као и атмосфера Марса су пронађени у овим вулканским метеоритима. Будући да је по свом саставу атмосфера Марса јединствена у Сунчевом систему, ово је најубедљивији доказ да је заиста реч о метеоритима са ове планете.

Њихова изузетна корисност у геолошким истраживањима се пре свега састоји у чињеници да је то једини доступан материјал са друге планете. Она омогућавају проверу и допуну постојећих теорија геолошког развоја Земље, али и јединствену могућност да се те теорије доведу у везу са развојем неке друге планете. Иако су метеорити са Марса знатно млађи од осталих метеорита Сунчевог система који су пронађени на Земљи, само један се у погледу старости посебно издваја међу њима.

Метеорит Алан Хилс  84001, пронађен на Антарктику 1984. године, је најстарији метеорит са Марса. Његова кристализациона доб износи интригантних 4,5 милијарди година, што је читавих 500 милиона година више од најстаријег камења на Земљи. С обзиром да су геолошки процеси на Земљи учинили камење из тако ране фазе њеног развоја потпуно недоступним, ово је довољно сугестивно да између ове две планете постоје битне разлике у геолошкој структури и динамици. Штавише, научници имају јединствену прилику да директно проучавају најраније фазе развоја суседне планете, док су истовремено, нажалост,  о истој фази у развоју сопствене планете у могућности само да спекулишу.

Овај метеорит је, такође, био предмет великих расправа о томе да ли у себи садржи трагове живота. Пре свега, пронађене су мале структуре утиснуте у његовој унутрашњости које изузетно подсећају на фосиле бактерија. Осим тога, унутрашњост овог метеорита је и порозна што говори да су подзмене воде Марса протицале кроз њу. Будући да су у сличним условима бактерије врло распрострањене у вулканском камењу на Земљи, озбиљно је разматрана могућност да се заиста ради о доказу да је живот на Марсу, ако не још увек, онда једном у његовој прошлости постојао. Међутим, велики број истраживачких група је проучавао метеорит од тада и постигнут је консензус да су те структуре ипак створене абиотичким процесима.

Метеор је уоштен назив за призоре када небеска тела изненада и великом брзином пролете кроз Земљину атмосферу остављајући дуги блистави траг на небу, а та тела у зависности од свог састава и величине носе различита имена. Уколико њихов пречник не прелази један метар, реч је о метеоридима који су углавном остаци већих објеката, астероида или комета.

Астероирди су комади метала и камена настали срастањем материјала у орбити око Сунца или оних који су се некада налазили у саставу већих планетоликих објеката уништених у међусобним сударима, а комете су комади камена и леда препознатљиви по веома дугачком гасовитом трагу који настаје загревањем леденог садржаја када комета пролази у близини Сунца.

Већина делова који се опажају као метеори није велика, али улазе у атмосферу великом брзином која износи и по неколико десетина километара у секунди, па тако и најситнији метероид ствара велики притисак на ваздух што доводи загревања ваздуха, али и самог метероида. При загревању долази до испаравања и препознатљивог светлећег феномена.

Киша метеора

Понекад је могуће видети више ”звезда падалица” у релативно кратком временском периоду па чак и до стотину у току једног сата. Тада Земља пролази кроз дугачак млаз остатака које оставља комета орбитирајући око Сунца, о ова појава је позната као киша метеора. Што је комета ближа Сунцу, њена површина се више загрева чиме се лед који се у њој налази претвара у гас који током испаравања из леда избацује шљунак и прашину, а овај материјал обликује реп комете.

У тренутку проласка планете кроз један овакав прстенасти рој свемирских крхотина, посматрачи опажају читав низ блиставих трагова светлости који изгледају као да великом брзином избијају из исте тачке на ноћном небу, која се назива радијант. Кише метеора добијају имена по сазвежђима у којима се њихови радијанти налазе, а најпознатији су Персеиди са радијантом у сазвежђу Персеј који се појављују током августа и Леониди са радијантом у сазвежђу Лава који се појављују у децембру.

У највећем броју случајева метеориди сагоре у атмосфери и не стигну до тла, а објекти који су пали на површину Земље називају се метеоритима. Они су углавном по уласку у атмосферу отприлике величине људске песнице и имају изглед блиставе ужарене лопте. У проеску на Земљу падне око четири метеорита на сат, али велики број заврши на дну океана. Осим тога, тешко их је пронаћи и зато што је мала вероватноћа да доспеју на огољене простране површине попут пустиња или антарктичког леденог покривача.

Могуће опасности

Од величине метеорита зависи и количина штете коју експлозија може да нанесе приликом пада или дезинтеграције у ваздуху, па би тако тело пречника од 100 метара могао да однесе хиљаде људских живота, док би тело пречника од 10 километара могло да уништи готово читаву људску врсту. Док већи астероиди падају на Земљу у размацима од стотину или неколико стотина година и наносе локалну штету, метери километарских пречника доносе много већу штету а такви удари су били прилично чести током првих пола милијарде година постојања Земље а касније су се знатно проредили и свели се на просечну учесталост од свега једног удара у 100 милиона година.

Удари таквих тела су играли пресудну улогу у обликовању и усмеравању живота на Земљи, а бројни велики кратери сведоче о томе. Најпознатији је Чиксулуб пречника од 177 километара на полуострву Јукатан у Мексику. Настао је пре око 65 милиона година, крајем кред и почетком палеогена, ударом астероида који је имао пречник од око 10 километара. Овај удар је био од највећег значаја за развој еволутивне линије којој припадају данашње врсте сисара. Изазивањем изумирања око 75 одсто врста тог доба, укључујући и диносаурусе, чија је доминиција вероватно пресудно утицала на успорену еволуцију сисара у то време, створени су услови за несметан развој њихових глодароликих представника.

Поглед у прошлост

Метеорити који потичу од астероида који од свог настанка нису претрпели никакву значајну геолошку промену будући да у свом саставу нису имали довољно радиоактивних изотопа чији би распад довео до њиховог топљења, директно документују најраније фазе развоја Сунчевог система. Иако су услед испаравања површинског слоја током пропадања кроз атмосферу обложени врло танком растопљеном кором, њихова унутрашњот је остала хладна и потпуно нетакнута за све време њиховог постојања.

Датирање метеорита се врши посматрањем односа хемијских елемената насталих радиоактивним распадом у такозваним хондрулима којима је попуњена готово цела унутрашњост метеорита. Метеорити који у свом саставу садрже хондруле најчешће су пронађени метеорити на Земљи и називају се хондрити и сматрају се најстаријим и најпримитивнијим камењем Сунчевог система будући да потичу са недиференцираних, односно нетопљених већих камених објеката.

Са друге стране, астероиди су били изложени геолошким променама , нарочито под утицајем радиоактивног изотопа алумунијума-26 чији је распад довео до њиховог топљења. Топљењем су се метали, као најтежи елементи у астероиду, концентрисали у његовом средишњем делу формирајући језгро, док су истопљени силикати и камени материјал као лакши истиснути у спољашње слојеве.

Након хлађења и кристализовања, ови диференцирани астероиди су за разлику од недиференцираних хондрита који су одувек били примитивне грудве прашине, попримили структуру сличну планетама унутрашњег Сунчевог система, односно садрже језгро, омотач и кору. Судари са другим телима у интерпланетарном простору доводили су да разбијања ових астероида на мање делове који се по свом доспећу на површину Земље могу наћи у виду гвоздених, стеновито-гвоздених и стеновитих метеорита.

Стеновити метеорити, или ахондрити, остаци су површинског каменог слоја диференцираних астероида који се од хондрита разликују по томе што не садрже хондруле, док су гвоздени метеорити остаци металног језгра, а стеновито-гвоздени остаци прелазних садржина. Мада су ови последњи најређи, могу бити веома лепи попут палазита који садржи зелене или наранџасте кристале минерала оливина прекривене мрежом метала.