<< tagasi

PÄIKESESÜSTEEM. ASTEROIDID JA KOMEEDID.
PÄIKESESÜSTEEMI TEKKEHÜPOTEESID. NEBULAARHÜPOTEES.
MAA TEKE JA SFÄÄRILISE EHITUSE KUJUNEMINE
METEORIIDID.

SISSEJUHATUS

Käesoleva teema eesmärgiks anda ülevaade Maa kui planeedi üldisest ehitusest ja teda iseloomustavatest parameetritest. Valdavalt on Maa uurimise ajaloo kestel suunatud peamist rõhku Maa välimise e. otsestele vaatlustele kättesaadava osa kirjeldamisele (setted, kivimid, pinnavormid) ning neid kujundavate protsesside uurimisele.

Maa välimust/pinda kujundavad protsessid jaotati laias laastus kahte suurde gruppi:

1)   endogeensed protsessid – s.o. Maa sügavuses toimuvad protsessid, mis põhjustavad maakoore liikumisi ning millede ilminguteks on vulkanism, maavärinad, samuti mäestike teke, kivimite deformeerumine ja selliste struktuuride nagu tektoonilised murrangud ja kivimite kurdumise teke, maakoort läbivate suurte alanguvööndite e. riftivööndite teke jne.

2)   eksogeensed protsessid – mitmesuguste atmosfäärinähtuste (tuul, vihm, pakane) ning maapinnal toimuvate füüsiliste protsesside (jõgede erosioon, mere murrutus, liustike kulutus jne.) tulemusel toimuv maakoore pidev lagundamine ning kulutamine

Kuni eelmise sajandi keskpaigani tuginesid teadmised Maast ning seda kujundavatest protsessidest üksnes Maa kontinentaalse osa uurimisele, mis moodustab ainult 29% Maa üldisest pindalast. Sellele tuginesid ka tolleaegsed valdavad teooriad ning hüpoteesid Maa pinda kujundavatest protsessidest. Need hüpoteesid olid valdavalt fiksistlikud – s.t. et tolleaegsetes teooriates vaadeldi ainuvõimalikuna maakoore vertikaalseid liikumisi (üles-alla liikumisi), seevastu mobilistlikud teooriad, mille peamiseks sisuks olid maakoore ulatuslikud horisontaalsed liikumised olid põlu all.

Ookeanide geoloogia uurimine eelmise saj. 50-60 a. pani aluse uuele geoloogiline mõtlemisele ning tänapäeval geoloogias valitseva ning geoloogia aluseks oleva laamtektoonilise kontseptsiooni sünnile. Selle aluseks oli Atlandi ookeanipõhja kaardistamine, ookeani keskahelike, seda läbiva keskse riftivööndi, transformsete murrangute ning vöödiliste magnetanomaaliate avastamine, mis  viis ookeanipõhja laienemise hüpoteesi (Hess & Dietz 1960) ja laamtektoonika teooria (Wilson 1967) tekkimisele.

Need uue geoloogilise mõtlemise alused tekitasid tunduvalt suuremat huvi Maa süvaehituse kohta ning sellest tulenevalt on viimase möödunud 50 a. jooksul väga olulisel määral täiustunud ka meie teadmised Maa süvaehitusest

Otsene ja kaudne informatsioon Maa süvaehitusest:

A) otsene informatsioon

    1) vulkaaniline ning kimberliittorude materjal (kuni 200 km)

    2) süvapuuraugud (12 km)

    3) selle tühisus võrreldes Maa raadiusega (6371 km)

B) kaudne informatsioon s.o. informatsioon mis saadaks: 1) Maale analoogsete või sama tekkega kehade uurimisel, 2) Maa sisemuse uurimisel kaudsete meetoditega (Maa mitmesuguste väljade uurimine geofüüsikalistel meetoditel v. Maad läbiva füüsikaliste nähtuste uurimine), 3) eksperimentaalne petrofüüsika, mil maasiseste temperatuuri ja rõhutingimuste loomisega uuritakse mitmesuguste kivimite käitumist

    1) astronoomia, astrofüüsika, planeetide füüsika

    2) meteoriitika

    3) geofüüsikalised meetodid (seismika, magnetomeetria, gravimeetria)

    4) eksperimentaalne petrofüüsika ja geokeemia
 

MAAGA ANALOOGSETE JA SARNASE TEKKEGA KEHADE UURIMINE

Maa ehituse mõistmiseks on vaja alustada päikesesüsteemi ehituse uurimise ja selle tekketeooriate püstitamisega
 

PÄIKESESÜSTEEM

Päikesesüsteemi mõiste – päikesekeskne taevakehade süsteem, mille ulatus piirneb Päikese gravitatsiooniväljaga – s.o. Päike ning kõik tema ümber tiirlevad taevakehad (planeedid, kuud, asteroidid, komeedid jne)

Päike on kui üks väga paljudest tähtedest ja päikesesüsteem on kaduväike osa Galaktikast e. Linnutee tähesüsteemist...

Galaktika – telgsümmeetriline tähesüsteem (Linnutee tähesüsteem) mis sarnaneb kettaga, millel on massiivne kese ja millest väljuvad spiraalsed harud e. käised (ei ole fikseeritud kehad vaid laineliselt muutuvad tihenenud ainesega alad). Päike asub galaktikasüsteemi keskmest ~8500 pc (1 parsek =3,263 valgusaastat) kaugusel ja 15 pc kaugusel sümmeetriatasandist. Seetõttu paistab meile selle tasandi lähedane täherohke ruumiosa valkja vööna e. Linnuteena

Väljaspool meie Galaktikat esineb hulgaliselt analoogseid tähesüsteeme e. galaktikaid milledel võib olla spiraalne, ellipsoidne või hoopiski korrapäratu kuju (Andromeeda tähesüsteem e. udukogu, Krabi udukogu jne).

Päikesesüsteem koosneb  9 planeedist, millede ümber tiirleb kokku 54 kuud ning süsteemis tiirleb veel ~100 000 asteroidi ning hetkel ka mõnisada komeeti.

Päike – koosneb 70% H ja 28% He ning ~2% muudest elementidest. Päike on sisuliselt pidevalt tegutsev termotuumapomm, kus vesinik "põleb" heeliumiks. Päike moodustab 99,85 % kogu Päikesesüsteemi massist

Planeedid jagunevad kahte gruppi: (1) Maa tüüpi planeedid ja (2) Jupiteri tüüpi hiidplaneedid

1) Maa tüüpi planeedid e. ka siseplaneedid on väikesed suure tihedusega ning koosnevad rasketest elementidest (Fe, Si, Mg, O, S vähesel hulgal gaase nagu H ja He ).

2) Jupiteri tüüpi e. välisplaneedid – suuremõõtmelised väikese tihedusega ning koosnevad peamiselt gaasilistest elementidest nagu vesinik, heelium, metaan, tahke ammoniaak, mis ümbritsevad tahket tuuma. Gaas/kivimite+jää suhe kasvab Päikesest eemaldumisel (Jupiter-Saturn kui gaashiiud; Neptuun Uraan kui jäähiiud)

Teised päikesesüsteemi taevakehad

1)  Asteroidid

Asteroidid e. väikeplaneetid on mõnest mm kuni sadade km diameetriga (suurim Ceres - 913 km) tahked ebakorrapärase kujuga, valdavalt Marsi ja Jupiteri vahel tiirlevad kehad (~100 000), mis moodustavad nn. asteroidide vöö. Suurem osa asteroide tiirleb ringikujulistel, harvem ka ellipsilaadsetel orbiitidel, mis on lähedased Päikese ekliptika tasandile. Elliptilistel orbiitidel tiirlevate asteroidide orbiidid võivad ulatuda Maa orbiidi sisse ning on seega kokkupõrkeohtlikud.

Erinevalt planeetidest ei ole asteroidide orbiit fikseeritud, st. kui asteroid satub mõnele planeedile liialt lähedale võib see viimase külgetõmbejõu toimel muuta oma esialgset orbiiti või koguni langeda planeedile.

Asteroidide kogumass ulatub vaid 0,1% Maa massist ning nende päritoluks on oletatud kui oletatava kunagise Marsi ja Jupiterivahelise planeedi Phaethoni lagunemisel tekkinud tükke.

Asteroidid on ajas geoloogiliselt muutumatud kivimkehad ning on seega väärtuslikuks infoallikaks Maa võimaliku ehituse tekke ja arengu kohta

2) Komeedid

Komeedid on enamuses ajast nähtamatud või tähena paistvad Päikesesüsteemi väikekehad, mis oma orbiidil Päikese lähedale sattudes paistavad udulaikude või sabatähtedena. Nende orbiit on ülimalt välja venitatud Päikesesüsteemi äärealadest Päikeseni ning need lõikuvad planeetide orbiitidega

Komeetide koosnevad tuumast (tavaliselt kivim ja rauamaterjalist keha), mida katab jää ning süsihappelumi. Komeedituumade diameeter varieerub 0.5-50 km vahel. Päikese lähedale sattudes tekib tuuma (jää, süsihappelumi) aurustumisel komeedi pea e. kooma (tuuma ümber jäävad tahked osakesed) taha nn komeedi saba. Pea Ø kuni 10⁷ km, saba Ø mitusada miljonit km komeedi saba päikesetuulte (laetud aineosakeste ja päikesekiirguse voog) tõttu suunatud Päikesest eemale

Päikesesüsteemi olulisemad tunnused millega tuleb arvestada tema tekkehüpoteeside loomisel
 

· Enamus planeete tiirlevad ümber päikese pea-aegu ühel tasapinnal, mis on lähedane päikese ekvaatori tasapinnaga (kõrvalekalle mõne kraadi piires, erand Pluuto 17°) - seega kogu süsteemi pöörlev liikumine toimub ümber ühise telje.

· Planeedid liiguvad pea-aegu piki ringikujulisi orbiite, kusjuures suurim kõrvalekalle esineb väiksematel planeetidel (Merkuur, Pluuto).

(Kahest esimesest punktist järeldub et Päikesesüsteem on tervik omades ühtset päritolu ega ole mitte Päikese poolt ligi tõmmatavate juhuslike objektide kogum. Oletatavasti pärinevad nad ühtsest mateeriapilvest, mille kondensatsioonil moodustusid Päike ning temaga seotud kehad. Oletatakse, et planeedid on tekkinud enam-vähem ühel ajal ning samast ürgsest materjalist mis Päikegi)

· Enamus Päikesesüsteemi massist on koondunud Päikesesse (99,85%) s.t. et süsteemi mass on jaotunud äärmiselt ebaühtlaselt (Päike on 740 korda massiivsem kui kõik planeedid kokku)

· Planeetide liikumisele ümber Päikese langeb 99,5% kogu süsteemi liikumishulga momendist (Liikumishulga moment (J) = inertsmoment (mr²) * nurkkiirus (w), kuna joonkiirus v = w*r siis J = mrv vaatamata sellele et üle 99% süsteemi massist on koondunud Päikesesse. See asjaolu mõjutab tugevalt mitmesuguseid teoreetilisi ettekujutusi süsteemi tekkest.

· Eksisteerib teatud erinevus vahemaades, massides ja tihedustes Maa grupi planeetide ning hiidplaneetide vahel. Mis puudutab tihedusi, siis see on tingitud eri grupi planeetide ainelise koostise selgest erinevustest

· Pöörlemisperioodid on väga erinevad. Erinev on ka pöörlemistelgede asend ruumis: Maa pöörlemistelg on Päikese orbitaaltasapinna suhtes kallutatud 23° (andes meile suve ja talve), Uraan "lamab pikali", Veenus pöörleb aeglaselt tavalisele vastupidises suunas.

Päikesesüsteemi tekkehüpoteesid

Päikesesüsteemi hüpoteese on kaks põhilist klassi:

1) Päike oli enne ja planeedid tekkisid hiljem Päikese ainesest, 

2) Päike ja planeedid on ühtse päritoluga s.t. arenesid koos ühtsest pilvest (neebulast). 

Tinglikult on ka kolmas rühm, mis kombineerib nende kahe rühma hüpoteeside tugevamate külgedega

Esimese rühma hüpoteesid (tuntud ka kui katastroofihüpoteesid) eeldasid, et olemasolevasse Päikesesse langes täht või komeet, tekkinud plahvatuse ainest tekkisid planeedid (Georges Buffon´i poolt 1776 a). 

Selle idee surus kõrvale nebulaarhüpoteesi võidukäik (Kant 1775, Laplace´I 1830).Hiljem, kui nebulaarhüpoteesil tekkisid raskused Päikesesüsteemi liikumishulga lahtiseletamisega tekkisid uued katastroofihüpoteesid, milledes seletati, et planeetide aines rebiti Päikesest teise tähe gravitatsioonijõu mõjul.

Nebulaar e. udukogu (ladina k. nebula –pilv, udukogu) teooria teoreetilised alused rajas Kant 1775 a. ning terviklik teooria tekkis Laplace´ilt 1830 a.

a) Päikesesüsteem tekkis esialgsest külmast ning hõredast gaasipilvest mis iseenda raskusjõu mõjul kokku tõmbudes muutus üha lapikumaks ning kiiremini pöörlevaks kettaks.  
b) keerleva ketta keskele tekkis päike, kuid gravitatsioonijõul aheneva ketta pöörlemiskiirus suurenes ning suurenev tsentrifugaaljõud rebis välja ainese pilve (protsess kordus 9 korda) millest moodustusid planeedid.

Selles teoorias peitub pöörlemishulga vastuolu. Vastavalt Laplace´i nebulaarhüpoteesile peaks Päike tänapäeval pöörlema tsentrifugaaljõu piirilähedase kiirusega s.o. Päikese peaks tegema ühe pöörde umbkaudu 2 tunniga (tegelikkuses 27 ööpäeva) ehk teisisõnu, suurem osa Päikesesüsteemi liikumishulga momendist peaks olema koondunud Päikesesse (tegelikkuses on asi vastupidi 99,5% Päikesesüsteemi liikumishulgast on koondunud planeetide liikumisse).

 Kaasaegsed hüpoteesid ... mitmesuguseid kuid...

a) puudub Päikesesüsteemi tekke teooria mis seletaks rahuldavalt kõiki selle süsteemi iseärasusi alates selle süsteemi tekke algolekust peale.... 
b) valdavalt on tänapäevased moodsad teooriad jälle tagasi pöördunud Immanuel Kanti nebulaarkontseptsiooni juurde

Nebulaarhüpotees

1) tähtedevahelises hõrendatud gaasiga ja tolmja ainega (Ø mõni mikron) täidetud ruumis eksisteerivad samuti külmad (-170°C) tähtedevahelised pilved, milles aines (80% H, 15%He, mõni % Si, Fe, Al, Ca jt. raskeid elemente) on veidikene tihedamalt paiknenud. Sellise pilve tihedus ei ole küllaldane et temas võiks alata iseeneslik pilve kokkutõmbumine pilvesiseste gravitatsioonijõudude mõjul.

2) pilve sattumisel spiraalsesse käisesse  tema liikumine aeglustub ja tihedus suureneb, mis võib käivitada tema iseenesliku koondumise (gravitatsioonilise kokkutõmbumise) protsessi (mõningatel arvamustel vallandab pilve osakeste gravitatsioonilise kokkutõmbumise naabruses asuva tähe plahvatusl)

3) umbes 5 miljardit aastat tagasi iseseisvus ning alustas kokkutõmbumist meie Päikesesüsteemi aluseks saanud tähtedevaheline difuusne ning aeglaselt pöörlev pilv.

4) pilve kokkutõmbumine suurendas pilve sisemuses asuvate osakese kiirust, mille tõttu suurenes kogu pilve pöörlemiskiirus ning ta omandas lapiku kuju

5) gravitatsioonijõu mõjul pilve tsentrumisse koonduv aines pressiti ainese enese raskuse tulemusena üha rohkem kokku. Tihedamaks ja kuumemaks muutuva ainese temperatuur tõusis kümnete miljonite kraadideni ja pilve sisemuses algasid termotuumareaktsioonid (moodustus protopäike), mis tähendab, et vallandus H aatomite liitumine ja He moodustumine suure rõhu ja kõrge temperatuuri all. Reaktsioonil vabanev mass muudetakse soojusenergiaks, mis ongi päikeseenergia aluseks.

6) osa esialgse pilve ainesest jäi protopäikesest eemale, ümbritsedes seda gaasi ning tolmu ketastena (rõngastena), millest moodustusid hilisema arengu käigus planeedid.

7) protopäikese ümber pöörlev aines hakkas kondenseeruma tahketeks osakesteks ja koonduma gravitatsiooni mõjul rõngaste kesktasapinna poole (hakkasid moodustuma kettad), osakeste kokkupõrkumise ning kokkuliitumise tulemusena moodustusid gaasi ning tolmupilves väikesed kivikamakalaadsed lokaalsed agregaadid e. planetesimaalid (Ø ~100m).

8) planetesimaalide pideva kokkupõrkumise ja liitumise tulemusena moodustusid üha suuremad kehad ja millele langesid väiksemad kehad ning lõpptulemusena moodustusid tänapäevastel orbiitidel liikuvat üheksa planeeti.

9) teoreetiliselt oletatakse et planeedi mass jääb 10²⁸ kg > planeet >10¹⁹ kg vahele. Keha mass >10²⁸ kg saavad tema sisemuses võimalikuks termotuumareaktsioonide arenemine, algab ainese helendumine - moodustub pruun kääbustäht. Alla 10¹⁹kg ei toimu planeeti moodustava ainese ülessulamist ega gravitatsioonilist diferentseerumist - ei moodustu sfääre.

10) planeetide moodustumise protsess toimus küllaltki kiiresti, vähem kui 100 miljoni aasta jooksul. Vastavalt tollest ajast pärinevate protsesside jäänukite e. meteoriitidele vanusele toimus planeetide moodustamise protsess ligikaudu 4,56 miljardi aasta eest

11) Juba protopäikese ning planeetide moodustumise ajal algas esmane ainese segregatsioon (eraldumine) ja diferentseerumine (grupeerumine fraktsioonidesse). Tahkete osakeste ning gaaside eristumine (raskemad tahked osakesed langesid kergemini protopäikese lähedastele ketastele, nad ei ioniseeru nii kergelt kui gaasilised ja ei ole seega mõjutatavad elektromagnetiliste jõudude poolt, fraktsioneerumist võis põhjustada erinevate osakeste erinev liitumisvõime (silikaadid võisid eristuda metallidest nende erinevate tiheduste tõttu ja eksperimendid näitavad et metallilised osakesed liituvad omavahel kergemini kui silikaatsed, magnetilised omadused võisid soodustada metalliliste osakeste (Fe, Ni) omavahel liitumist).

12) Maa ja Jupiteri tüüpi planeetide eristumine - päikesele lähedamal asuvad planeedid, formeerusid erinevates tingimustes planeetidest millede orbiidid asusid päikesest kaugemal. See väljendub nende planeetide koostises. Maa tüüpi planeedid on tunduvalt väiksemad ja “kivisemad” Päikesekiirgusest tuleneva kuumuse mõjul toimus kergesti lenduvate elementide nagu H, He, vesi jt. eemaldumine ja raskete elementide ning nende ühendite kontsentreerumine (Fe, Ni, Mg, Al). Kergesti lenduvad elemendid kanti Päikesesüsteemi äärealadele. Esimeseks planeediks kus oli võimalik selliste kergestilenduvate ja kergete elementide nagu H, C, N, O kontsentreerumine on Jupiter. Hiidplaneetide suurus ja gravitatsiooniline külgetõmme oli piisav et hoida kinni selliseid kergesti lenduvaid elemente nagu H ja He.

MAA ARENEMINE KIVIMMASSIST SFÄÄRILISEKS PLANEEDIKS

1) Maa kuumenemine ning ülessulamine ning ainese diferentseerumine (geokeemiline gravitatsiooniline)

Algselt oli planeet Maa ühtlase koostisega keemiliselt homogeenne diferentseerumata keha. Osakeste ning planetesimaalide liitumise tulemusel vabanev energia (gravitatsiooniline kollaps) ning esialgsete radioaktiivsete Pb, Al, I isotoopide lagunemisel radioaktiivne energia moondusid soojusenergiaks; samaaegselt toimus pidev Maa meteoriitne pommitamine, mis lisas kineetilise energia impulsi. Pideva kuumenemise käigus algas teatavate temperatuuride juures Maad moodustava ainese ülessulamine vastavalt ainete (kivimite) ülessulamisreale kui kergemad silikaadid jäid tahkesse olekusse

Planeedi pinnalt eralduva soojusenergia tõttu moodustus tema ümber koor, ainese sulamine algas alles teatavast sügavusest hiiglaslikes läätselaadsetes kehades. Raske rauarikka sulami mass ületas peagi all olevate kergema silikaatse ainese vastupanuvõime ja see vajus planeedi keskosa suunas. See protsess vabastab veelgi enam gravitatsioonilist energiat ning kiirendab seega ka ülessulamist.

Lõpptulemusena moodustus planeetidel vedel rauarikas tuum ja silikaatne vahevöö. Selline protsess jätkus ka edaspidi (kuni tänapäevani), kuid üha enam Maa sisese radioaktiivse ja kineetilise energia arvelt.

Maa tüüpi planeetidel toimus tuuma ja vahevöö eristumine juba nende arengu algstaadiumil. Koore moodustamise protsess on aga keerulisem ja pikaajalisem sõltudes otseselt planeedi mahust ja pindalast.

METEORIIDID

Meteoriidid on Maale langenud asteroidi või komeedi tahke aines. Maapinnale jõudnud meteoriite nimetatakse sageli nende langemis-/leiukoha järgi (Eestis näiteks PILISTVERE, KAALI jt.). Maad pommitatakse pidevalt meteoriitse materjaliga ning päevas langeb Maale ligikaudu 1 tonn meteoriitset materjali.

Meteoriite jaotatakse koostise alusel kolme kategooriasse:

1. KIVIMETEORIIDID kõige levinum meteoriidi tüüp (94%, ), kuna on koostiselt lähedased Maa tardkivimitega on raskesti leitav. Koosneb peamiselt silikaatsetest mineraalidest, millest paljud on levinud ka maakoores. Kivimeteoriite jaotatakse omakorda:

A) KONDRIITIDEKS - sisaldavad pisikesi, ümaraid, klaasjaid või mineraalagregaatseid kerakesi e. kondreid. Petrostruktuursetelt omadustelt ei sarnane kondriidid ühegi maismaalt tuntud kivimiga s.t. nende tekkeks olid vajalikud hoopis teistsugused tingimused. Arvatakse, et kondrid on tekkinud temperatuurilangusele järgnenud ainese tahkestumisel Päikesesüsteemi tekke varajasel etapil. See tähendab, et kondriidid ei ole pärast ainese esialgset akretsiooni e. liitumist ning tahkestumist allunud sulamisprotsessidele ega hilisemale ainese diferentseerumisele. Seega on kondriidid oma koostiselt lähedaselt algselt nii planeete kui kogu Päikesesüsteemi moodustanud ainele.

B) AKONDRIITIDEKS (ei sisalda kondreid). Väga lähedased oma koostiselt Maa vulkaanilistele kivimitele. Oletatakse, et pärinevad mingi varemeksisteerinud või veel eksisteeriva planeedi koorest. Nt. ALH, Nakhla jt metoriidid, mis pärinevad Marsi maakorrest

2. KIVI-RAUD-(SEGA-)METEORIIDID koosnevad kivimilise (silikaatse) ja metallilise materjali segust Nende päritolu on sarnane akondriitidega, emakeha sügavamast osast, kivimilise ja metalse sfääri piirilt.

3. RAUDMETEORIIDID koosnevad peaaegu täielikult tahkest Fe ja Ni segust. Täiesti erinevad Maa kivimitest nii tiheduselt kui ka välimuselt. Nende pinna poleerimisel tuleb sageli nähtavale ribiline WIDMANSTÄTTENI tekstuur. S.o. tingitud kahe erineva koostisega Fe ja Ni tahke lahuse mittesegunemisest selle aeglasel jahtumisel ning kristalliseerumisel. See näitab et kivim on jahtunud väga aeglaselt mingi suure taevakeha sisemuses

Peale eelnimetatud jaotuse eristatakse ka diferentseerunud ja mittediferentseerunud meteoriite

Esimesel juhul on toimunud esialgse emakeha (mingi suurem taevakeha millest meteoriit pärineb, oletatavasti mõni planeet) sfääristumine s.t. teda moodustunud algainese hilisem ülessulamine ning selle diferentseerumine

Teisel juhul meteoriiti moodustunud algaines ei ole hiljem üles sulanud (kondrid on säilinud) ja seega ei ole toimunud ainese hilisemat diferentseerumist.

Mittediferentseerunud meteoriidid kui on primitiivseimad meteoriidid – koostiselt lähedaseimad esialgsele Päikesesüsteemi moodustava udukogu koostisele. Süsteemil Maa-Kuu, Marss, Veenus on igilähedane raskestsulavate elemendiline koostis, mis sarnaneb süsinik-kondriitide koostisele. See lubab oletada, et kõik nad on tekkinud ühise ainese liitumisel. Lenduvate komponentide kaotus on seotud liitumisel tekkinud kuumusega. See asjaolu on aluseks hüpoteesile et esialgsel tahkete osakeste liitumisel tekkinud planeedid (vähemasti Maa tüüpi) olid kivimiliselt kondriitidele sarnase koostisega. Maa ülessulamine ning teda moodustava ainese diferentseerumine algas hiljem.

Eespool oli juttu asteroididest ja nende päritolust. Tõenäoliselt on need kunagi Jupiteri ja Marsi vahel tiirelnud planeedi, Phaethoni tükid, mis purunes umbes v. lagunes miljard aastat peale päikesesüsteemi teket (selle sündmuse vanus on tuletatud vanimate kuul asetsevate meteoriidikraatrite vanuse alusel 3,9 miljardit aastat). Phaethoni asendi järgi võib oletada et tema komponentide ehitus oli tahkete ja hiidplaneetide vahepealne. Diferentseerunud meteoriidid raud. raud-kivi ja kivimeteoriidid (akondriidid) pärinevad siis vastavalt selle purunenud planeedi tuumast, vahevööst ja kooreosast andes informatsiooni võimaliku Maa siseehituse kohta.

Meteoriitide vanuseid määratakse radiomeetriliselt. Vanuste määratlemisel kasutatakse peamiselt Rb-Sr ja Pb-Pb geokeemilisi meetodeid. Enamus meteoriitide vanuseid langeb vahemikku 4300-4700 Ma s.o. ligilähedane päikesesüsteemi vanusele. On ka küllaldaselt tulemusi, mis annavad nooremaid vanuseid. Seostatakse hilisemate emakehade kokkupõrgetega

Igor Tuuling