HED-метеорити: відмінності між версіями

Вважається, що всі метеорити, які входять до класуклану ГЕД, походять із верхнього шару (кори) астероїда [[4 Веста]], а їхня відмінність та розподіл на окремі групи зумовлені різницею в геологічній історії порід, із яких походить кожен окремий метеорит. На основі співвідношень [[радіонукліди|радіоізотопів]], вік їхньої кристалізації був визначений у межах 4.43 та 4.55 мільярдів років. ГЕД-метеорити є [[Диференціація магми|диференційованими метеоритами]], які утворилися в результаті магматичних процесів у корі їхнього батьківського астероїда.

# Внаслідок зіткнення космічного тіла із планетоїдом 4 Веста, у космічний простір було викинуто уламки кори, які й стали невеликими (до 10&nbsp;км у діаметрі) [[Астероїди типу V|астероїдами типу V]]. Астероїдні уламки або були викинуті або суцільними шматками, (тобто відразу були, власне, астероїдами), або ж утворилися після того, як дрібніший матеріал збився докупи. Деякі з цих малих астероїдів і сформували [[Сімейство астероїда Веста|сімейство Вести]], тоді як інші були розкидані на більшійбільшу віддалівіддаль від основної групи.<ref name="science">{{ref-en}}{{cite journal |last=Binzel |first=R. P. |last2=Xu |first2=S. |title=Chips off of asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=260 |issue=5105 |pages=186–191 |year=1993 |doi=10.1126/science.260.5105.186 |pmid=17807177 |bibcode=1993Sci...260..186B}}</ref> Припускають, що ця подія трапилася менш ніж мільярд років тому.<ref name="icarus">{{cite journal |last=Binzel |first=R. P. |last2=''et al.'' |title=Geologic Mapping of Vesta from 1994 Hubble Space Telescope Images |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |volume=128 |issue=1 |pages=95–103 |year=1997 |doi=10.1006/icar.1997.5734 |bibcode=1997Icar..128...95B}}</ref> На астероїді 4 Веста є ударний кратер неймовірних розмірів&nbsp;— він покриває значну частину південної півкулі планетоїда, а тому є найбільш вірогідним кандидатом на місце, де відбулося згадане зіткнення. Кількість матеріалу, яка була вирвана із цього місця, в кілька разів перевищує об'єм породи, який приписують всім відомим астероїдам типу V разом узятим.

# Частина астероїдного матеріалу, яку віднесло дальше, потрапила у [[Люки Кірквуда|люк Кірквуда]] (3:1). Це&nbsp;— нестабільний регіон Сонячної системи, який піддається сильним пертурбаціям під впливом [[Юпітер (планета)|Юпітера]], тож астероїди, які потрапляють сюди, протягом близько 100 мільйонів років, під дією тутешніх енергій вивергаються на різноманітні орбіти. Деякі з цих тіл виштовхуються на орбіти, що проходять близько до Землі, тим самим формуючи невеликі [[навколоземні астероїди]] V-типу, такі як, наприклад, [[3551 Веренія]], [[3908 Нікс]], або [[4055 Магеллан]].

# Внаслідок пізніших, слабших зіткнень цих навколоземних об'єктів між собою, утворювалися дрібніші метеорити, деякіокремі з яких згодом потрапили на Землю. На основі вимірювання рівня [[космічні промені|космічного випромінювання]] у виявлених на Землі ГЕД-метеоритів, було зроблено висновок, що більшість метеоритів, що належать до цього клану, виникли внаслідок декількох окремих ударних подій такого типу, і пробули в космічному просторі від 6-и до 73-х мільйонів років, передперш тимніж як потрапитипотрапили на Землю.<ref name="geochemica">{{ref-en}}{{cite journal |last=Eugster |first=O. |last2=Michel |first2=Th. |bibcode=1995GeCoA..59..177E |title=Common asteroid break-up events of eucrites, diogenites, and howardites, and cosmic-ray production rates for noble gases in achondrites |journal=Geochemica et Cosmochimica Acta |volume=59 |issue=1 |pages=177–199 |year=1995 |doi=10.1016/0016-7037(94)00327-I }}</ref>