Meteoriittien luokittelu

Teksti ja kuvat Pekka Rautajoki

Kondriittimeteoriiitti NWA 869.

Meteoriitit jaotellaan kivi-, kivi-rauta- ja rautameteoriitteihin riippuen meteoriitin silikaatti- ja rauta-nikkelipitoisten mineraalien määräsuhteesta. Maapallolta kerätyistä meteoriiteista ylivoimainen enemmistö, 92 prosenttia, on kivimeteoriitteja. Rautameteoriitteja on seitsemän prosenttia, ja vain yksi sadasta meteoriitista on tyypiltään kivi-rautameteoriitti.

Meteoriitit voidaan myös jakaa kondriitteihin ja akondriitteihin riippuen siitä, onko niiden rakenteessa nähtävissä jyvämäisyyttä. Tämä puolestaan kertoo, onko meteoriitti peräisin differentioituneesta emokappaleesta vai ei – asteroidin sulaminen tuhoaa jyväset eli kondrulit, ja suurilta asteroideilta ja planeetoilta peräisin olevat meteoriitit ovat käytännössä lähes aina akondriitteja.

Kivinen akondriittimeteoriitti NWA 482.

Kemiallisten ja mineralogisten yksityiskohtien avulla meteoriitteja voidaan jaotella tarkemmin, mutta tällaisella jaottelulla ei ole suoraa yhteyttä meteoriittien alkuperään. Meteoriiteille voidaan myös määritellä ”shokkiluokka” siinä olevien törmäysjälkien mukaan (S1-S6), ja ”säistysluokka” (W0-W6) sen mukaan, kuinka eroosio on kuluttanut meteoriittia sen putoamisen jälkeen.

Kondriitit

Tavalliset kiviset kondriitit ovat yleisin meteoriittityyppi; niitä on 90 % kondriiteista ja 80 % kaikista meteoriiteista. Kondriitit ovat breksioita, eli ne koostuvat yhteen liittyneistä useiden kivien osista.

Kivi-rautameteoriitti Imilac.

Kondriittien nimi tulee kondruleista eli jyväsistä (kreikan kielen sana ”chondrion”), joiden muutaman millimetrin koko on simulaatioin osoitettu olevan juuri sopiva, että nuorta Aurinkoa kiertänyt kaasu olisi hidastanut niitä, ja asteroidien painovoima olisi kaapannut niitä. Jyväset ovat siis tärkeä linkki planeettojen synnyssä; ilman jyväsiä ei olisi suurempiakaan kappaleita.

Kondriittimeteoriitit ovat peräisin pieniltä asteroideilta, jotka eivät ole riittävän suuria differentioituakseen, tai sitten (osittain) differentioituneen asteroidin kuorikerroksesta. Jälkimmäisestä vaihtoehdosta kielii se, että joidenkin kondriittimeteoriittien on havaittu sisältävän jäänteitä emoasteroidinsa magneettikentästä – eli tuolla kappaleella on ollut sulan ytimen ylläpitämä sähkömagneettinen dynamo.

Rautameteoriitti Gibeon.

Jyvästen synty on vielä epäselvä – shokkiaaltojen tai protoplanetaarisessa kiekossa esiintyneiden salamien lisäksi on useita kymmeniä vaihtoehtoisia syntyhypoteeseja. On sanottu, että jos emme olisi löytäneet yhtään kondriittia, tähtitieteilijät eivät olisi osanneet edes ennustaa jyvästen olemassaoloa. Joka tapauksessa jyväset kasautuivat nopeasti tuhannen kilometrin kokoisiksi protoplaneetoiksi, ja parissa miljoonassa vuodessa jopa Marsin kokoisiksi kappaleiksi.

Kondriittimeteoriitit jaetaan edelleen viiteen pääluokkaan, joilla on vaihteleva määrä alaluokkia: tavalliset kondriitit (alaluokat H, L ja LL metallipitoisuuksien mukaan), hiilikondriitit (alaluokat CI, CO, CM, CR, CB, CH, CV ja CK), rumurutikondriitit, kagankarikondriitit, ja enstatiittikondriitit (alaluokat EH ja EL). Kaikkiaan kondriittiluokkia ja – alaluokkia on 15 – luokat määritellään mineraalipitoisuuden, kemiallisen koostumuksen ja hapen isotooppijakauman mukaan. Kullakin luokalla on luultavasti oma emoasteroidinsa – esimerkiksi avaruusluotain Hayabusan tuomien näytteiden perusteella LL-tyypin kondriitit vastaavat koostumukseltaan asteroidi Itokawaa.

 Jyväsiä H-luokan kondriittimeteoriitissa Dar el Kahal.

Varsinaisten luokkien lisäksi kondriiteilla on seitsemän petrologista luokkaa; ykkösluokan meteoriiteissa vesi on tuhonnut jyväset, kakkosluokassa vesi on muokannut niitä. Kolmosluokan kondriittien jyväset ovat muuttumattomia, ja luokissa 4–7 jyväset ovat muuttuneet tai tuhoutuneet sulamisen takia.

CI-ryhmän hiilikondriitit sisältävät heliumia raskaampia alkuaineita samassa suhteessa kuin Aurinko, eli ne ovat kemiallisesti primitiivisimpiä meteoriitteja vastaten tarkasti protoplanetaarisen kiekon koostumusta. CI-kondriitit muistuttavat myös komeettoja.

Joissakin kondriiteissa on kiehtovia valkoisia sulkeumia. Näissä on paljon kalsiumia, alumiinia ja titaania sisältäviä mineraaleja, joiden isotooppijakauma viittaa niiden olevan peräisin ajalta ennen aurinkokunnan syntyä. Kun kosketat halkaistun kondriittimeteoriitin vaaleaa sulkeumaa, kosketat samalla vanhempaa kappaletta kuin koskaan!

Monet kondriitit sisältävät myös hydraattimineraaleja, eli niiden emoasteroideilla on ollut vettä. Suuri osa Maapallon vedestä onkin luultavasti peräisin meteoriiteista – komeettojen veden deuteriumpitoisuus näyttäisi olevan erilainen kuin Maan merissä, eli komeettatörmäykset eivät nähtävästi ole tuoneet kovin merkittävää osaa vedestä planeetallemme.

Differentioituneet meteoriitit

Ureiliitti NWA 4231.

Akondriitit, kivi-rautameteoriitit ja rautameteoriitit ovat peräisin Kuusta, kiviplaneetoilta tai asteroideilta, joiden sisäosat olivat sulassa tilassa syntyvaiheessa ja joissa raskaat metallit vajosivat kappaleen ytimeen (differentoituminen).

Kivisissä akondriiteissa ei ole nähtävissä kondriiteille tyypillistä jyvärakennetta, ja niiden kemiallinen koostumus poikkeaa Auringon heliumia raskaampien aineiden jakaumasta. Kiviset akondriitit jaetaan edelleen primitiivisiin akondriitteihin, angriitteihin, aubriitteihin, HED-meteoriitteihin, sekä kuu- ja marsmeteoriitteihin.

Primitiivisiä akondriitteja on viittä alalajia: acapulcoiitit, lodraniitit, brachiniitit, winonaiitit ja ureiliitit. Erikoiset nimet tulevat luokan ensimmäisen löydetyn meteoriitin nimen mukaan – ja nämä puolestaan juontuvat löytöpaikoista: Acapulco (Meksiko), Lodhran (Pakistan), Brachina (Australia), Winona (USA) ja Novy Urey (Venäjä).

NWA 7325 – pala Merkuriusta?

Primitiiviset akondriitit ovat säilyttäneet joitakin kondriittien piirteitä; ne ovat kuin osittain sulaneita kondriitteja, ja niiden emoasteroidit olivat luultavasti vain osittain differentioituneita. Kemiallisten ominaisuuksien perusteella lodraniiteilla ja acapulcoiiteilla on todennäköisesti sama emoasteroidi; lodraniitit ovat peräisin syvemmältä asteroidin kuoresta tai vaipasta. Ureiliittien erikoisuus on se, että osa niiden sisältämästä hiilestä on muodostanut nanokokoisia timantteja ja grafiittia.

Aubriitit ovat mahdollisesti sulaneita enstatiittikondriitteja, ja angriittiryhmän meteoriitit ovat vanhimpia tunnettuja magmakiviä 4,55 miljardin vuoden takaa. Kahden angriitin epäillään olevan peräisin Merkurius-planeetalta; erityisesti meteoriitti NWA 7325 vastaa MESSENGER-luotaimen havaintojen perusteella kemiallisesti varsin tarkasti Merkuriuksen pintaa.

Diogeniitti Tatahouine.

HED-meteoriitit - eli howardiitit, eukriitit ja diogeniitit – ovat peräisin asteroidi Vestalta; howardiitit ovat Vestan pintakerroksesta, ja eukriitit ja diogeniitit hieman syvemmältä. Howardiitit ovat saaneet nimensä englantilaisen meteoriittitutkijan Edward Howardin mukaan.

Eukriittien nimi tulee kreikankielen sanasta ”eukritos”, joka tarkoittaa helposti tunnistettavaa. Näissä Vestan basalttia olevissa meteoriiteissa onkin omaleimaisia suurikokoisia silikaattirakeita. Diogeniitit puolestaan on nimetty Diogenes Apollonialaisen mukaan; tämä kreikkalainen filosofi oli oikeilla jäljillä noin 2 500 vuotta sitten väittäessään meteoriittien olevan ”näkymättömiä tähtiä, jotka putosivat Maahan ja sammuivat”.

Kuu- ja marsmeteoriitit

Kuu taivaalta – NWA 4734.

Mineralogiset ja kemialliset analyysit sekä isotooppijakauman vertailut ovat paljastaneet noin 220 meteoriitin saapuneen Kuustamme; ne ovat lentäneet avaruuteen törmäysten seurauksena. Luonnollisesti kuumeteoriittien koostumus on myös yhteneväinen Apollo-lennoilta tuotujen kuunäytteiden kanssa. Yhteensä tähän mennessä löydettyjen kuumeteoriittien massa on noin 46 kg, eli noin kahdeksasosa Apollo-kivien määrästä.

Alkuaine- ja isotooppianalyysit ovat niin ikään yhdistäneet 150 meteoriittia Marsiin; lisätodisteena on joidenkin meteoriittien sisältämät kaasutaskut, joiden sisällä on varsin tarkkaan Marsin ilmakehää vastaava kaasuseos. Mars-meteoriitit jaetaan neljään alaluokkaan: shergottiitit, nakhliitit, chassigniitit ja basalttibreksiat. Intian Shergottyn mukaan nimetyt shergottiitit ovat yleisimpiä; niitä on noin kolme neljännestä kaikista marsmeteoriiteista.

Basalttibreksia NWA 8171.

Nakhliitit ovat yli 1,3 miljardin vuoden ikäisiä, ja niissä on merkkejä siitä, että kivet ovat olleet pitkään vedessä noin 600 miljoonaa vuotta sitten. Ensimmäinen nakhliitti putosi vuonna 1911 Egyptin Nakhlan kaupunkiin, ja legendan mukaan tappoi koiran. Silminnäkijäkertomus, jonka mukaan koira ”höyrystyi jäljettömiin” ei kuitenkaan kuulosta kovin uskottavalta.

Basalttibreksiat ovat uusin alaluokka, ja 2,1 miljardin vuoden ikäisinä ne ovat myös vanhimpia löydettyjä Mars-kiviä. Nekin viestivät Marsin vetisestä menneisyydestä sisältäen kymmenen kertaa muita marsmeteoriitteja enemmän vettä.

Neljän varsinaisen alaluokan lisäksi on myös yksi erityistapaus marsmeteoriittien joukossa: ortopyrokseniittimeteoriitti ALH84001, joka oli parrasvaloissa vuonna 1996 sen sisältämien kiehtovien muinaisen elämän merkkien johdosta.

Kivi-rauta- ja rautameteoriitit

Mesosideriitti NWA 2924.

Kivi-rautameteoriiteissa on paljon sekä silikaattimineraaleja että rauta-nikkeliseosta, ja ne jaetaan kahteen pääryhmään: pallasiitit ja mesosideriitit. Pallasiiteissa on silikaattikiteitä, yleensä oliviiniä, rautamatriisissa. Nämä kauniit meteoriitit ovat saaneet nimensä saksalaisen luonnontieteilijän Simon Peter Pallasin mukaan; hän tutki Siperiassa ensimmäistä löydettyä pallasiittia vuonna 1772.

Pallasiittien oletetaan syntyvän, kun asteroidin vaippa alkaa jäähtyä ja halkeilla, ja halkeamiin työntyy syvemmältä sulaa metallia. Pallasiittien emoasteroidikandidaatteina ovat erityisesti harvinaiset, oliviinipitoiset A-tyypin asteroidit.

Mesosideriiteissä on kivibreksian seassa runsaasti rautahippusia; niiden nimi juontuu kreikankielen sanoista ”mesos” ja ”sideros” eli ”puoli” ja ”rauta”. HED-meteoriittien tapaan mesosideriitit saattavat olla peräisin asteroidi Vestalta, sillä näissä kaikissa happi-isotooppijakauma on samanlainen.

Rautameteoriitit ovat yliedustettuina historiallisten meteoriittien joukossa, koska ne on tunnistettu helpommin ja ne selviävät ilmakehän läpäisystä paremmin, jolloin maanpinnalle päätyy suurempia yksilöitä.  Rautameteoriitit eivät myöskään rapaudu yhtä nopeasti kuin kivimeteoriitit.

Rautameteoriitit koostuvat pääosin kahdesta rauta-nikkelimineraalista, kamasiitista ja taeniitista, ja ne ovat peräisin M-tyypin asteroidien differentioituneista ytimistä. Rautameteoriittien syövytetty halkaisupinta paljastaa usein kauniin ”Widmanstättenin” kuvioksi kutsutun lamellikuvioinnin, jonka aiheuttaa kamasiitin ja taeniitin kiteytyminen toistensa lomaan asteroidiytimen jäähtyessä noin asteen verran kymmenessä tuhannessa vuodessa.

Oktahedriitti, IVA-tyypin
rautameteoriitti Muonionalusta.

Rautameteoriittien vanha luokittelu heksahedriitteihin, oktahedriitteihin ja ataksiitteihin perustuu näkyvään rakenteeseen; nyttemmin käytetään kemiallisiin ominaisuuksiin perustuvaa jakoa, jossa vertaillaan nikkelin määrää suhteessa galliumin, iridiumin ja germaniumin määriin. Tämä jako vastaa meteoriittien emoasteroideja, ja jaottelussa erotetaan 15 eri alaluokkaa: IA, IB, IC, IIAB, IIC, IID, IIE, IIIAB, IIICD, IIIE, IIIF, IVA, IVB ja luokittelemattomat.

Winonaiittien kemiallinen koostumus on samankaltainen kuin tyyppien IAB ja IIICD rautameteoriittien silikaattisulkeumissa, joten näillä on todennäköisesti sama emoasteroidi. Joissakin jaotteluissa nämä rautameteoriittiluokat lasketaankin primitiivisiksi akondriiteiksi. IIE-tyypin rautameteoriitit ovat myös merkittävästi muista poikkeavia; niiden emoasteroidi on luultavasti S-tyypin Hebe.

Köyhän tutkijan avaruusluotain

Meteoriittien spektrianalyysit paljastavat usein mahdollisen emoasteroidikandidaatin; on arvioitu, että kaikki kerätyt meteoriitit ovat todellisuudessa peräisin vain noin sadalta asteroidilta. Määrä on pieni, kun muistamme, että yksistään tunnettuja asteroideja on noin 200 000.  Siitä huolimatta meteoriitit antavat paljon tietoa aurinkokuntamme pikkukappaleista – ja toki myös muutamasta suuremmasta.

IIE-tyypin rautameteoriitti Miles.

Omassa kokoelmassani on luultavasti palasia Merkuriuksesta, Kuusta, Marsista, asteroideista Eger, Toro, Pallas, Iris, Nysa, Nenetta, Psyche, Fortuna, Mathilde, Eros, Vesta ja Flora. Joidenkin meteoriittien emoasteroidi on saatu varmistettua putoavan meteoriitin rata-analyysien avulla; esimerkiksi hiilikondriitti Tagish Lake on peräisin asteroidilta Irmintraud. Eräiden arvioiden mukaan jopa 40 % löydetyistä meteoriiteista saattaa olla peräisin asteroidilta Hebe; näitä ovat esimerkiksi kaikki tyypin IIE rautameteoriitit, kuten vaikkapa vuonna 1992 Australiasta löydetty Miles.

Lähteitä

•          Andersén, M. 2015, När himlen fallar ner (Vaasa, Scriptum)

•          Bevan, A., & de Laeter, J. 2002, Meteorites – a journey through space and time (Washington D.C., Smithsonian Institution Press)

•          Bevan, A., & McNamara, K. 2009, Australia’s meteorite craters (Welshpool, Western Australian Museum)

•          Brandstätter, F., Ferrière, L., & Köberl, C. 2008, Meteorites – witnesses of the origin of the solar system (Wien, Verlag des Naturhistorischen Museums)

•          Cokinos, C. 2009, The Fallen sky – an intimate history of shooting stars (New York, the Penguin Group)

•          Hodge, P. 1994, Meteorite craters and impact structures of the Earth (Cambridge, Cambridge University Press)

•          Isomäki, R. 2013, CETI revisited – should we send radio messages to faraway galaxies (Helsinki, Into)

•          McCall, G.J.H., Bowden, A. J., & Howarth, R. J. (ed.) 2006,  The history of meteoritics and key meteorite collections (London, The Geological Society)

•          Norton, R. O., & Chitwood, L. A. 2008, Field guide to meteors and meteorites (London, Springer)

•          Rubin, Alan E. 2013, SciAm, 308(2), 30

•          Smith, C., Russell, S. & Benedix, G. 2009, Meteorites (London, The Natural History Museum)

•          Zanda, B., & Rotaru, M. 2001, Meteorites: their impact on science and history (Cambridge, Cambridge University Press).