▪ در زندگی هر شهابسنگ چهار دوره زمانی مجزا وجود دارد :

1) سن زمینی (یعنی مدت زمانی که بر سطح زمین گذرانده است)

2) سن تابش پرتوهای کیهانی (مدت زمانی که به صورت شهاب واره ای چند متری در مداری به دور خورشید قرار داشت)

3) سن پیدایش

4) سن ماقبل پیدایش (فاصله زمانی میان تشکیل عناصر شیمیایی در ستاره ها تا به کار رفتن این عناصر در اجرامی که شهابواره ها را پدید آوردند)

1) سن زمینی

منظور مدت زمانی است که از سقوط شهابسنگ بر سطح زمین می گذرد. برای شهابسنگ هایی که سقوط آنها مشاهده شده است این زمان به دقت معلوم است. اما سن زمینی شهابسنگ هایی که بعدها پیدا می شوند، ابتدا معلوم نیست. شهابواره ها هنگامی که در مدارشان به دور خورشید می گردند در معرض بمباران پرتوهای کیهانی هستند. این پرتوها پیش از آنکه در عمق شهابواره به دام بیفتند در واکنش با اتم های پیکره آن ایزوتوپ های گوناگونی می آفرینند که برخی از آنها ناپایدارند و پس از گذشت چند سال به عناصر سبک تر متلاشی می شوند. جو زمین پس از سقوط شهابسنگ، آن را در مقابل پرتوهای کیهانی محافظت می کند.

بنابراین ایزوتوپ های ناپایدار موجود شروع به متلاشی شدن می کنند، بی آنکه پرتوهای کیهانی، جانشین آنها را فراهم کنند. ما با بررسی شهابسنگ هایی که سقوط آنها به طور مستقیم مشاهده شده اند، مقادیر معمول این ایزوتوپ ها را در شهابسنگ های تازه می بینیم. شهابسنگ هایی که بعدها پیدا می شوند و سقوط آنها را کسی ندیده است مقدار کمتری از این ایزوتوپ ها خواهند داشت. اختلاف فراوانی ایزوتوپ ها در این دو نوع شهابسنگ، مدت زمانی را که از سقوط شهابسنگ گذشته معلوم می کند. تاریخ نگاری با کربن ـ 14 یکی از روش هایی است که در تعیین سن زمینی شهابسنگ ها به کار می رود .

عموماً سن زمینی شهابسنگ ها از چند ده تا چند هزار سال است، اما بسیاری از شهابسنگ های قطب جنوب بیش از 50000 سال پیش فرود آمده اند.

2) سن تابش پرتو های کیهانی

دومین سن هر شهابسنگ، دوره ای است که طی آن جرم کوچکی در مداری به دور خورشید می گردید. پرتوهای کیهانی با برخی اتم های هر تکه سنگ یا توده آهن ـ نیکل که در فضا قرار دارد، واکنش می کنند. این واکنش های هسته ای، اتم های ثانویه ای پدید می آورد که به مرور زمان بر تعداد آنها افزوده می شود. مقدار این اتم های ثانویه (یا ایزوتوپ ها) به ترکیب شیمیایی و مدتی که در معرض پرتوهای کیهانی بوده است بستگی دارد. اندازه گیری های فراوانی گاز نیون، نشان می دهند که سن تابش پرتو های کیهانی برای شهابسنگ های سنگی از چند میلیون تا چند ده میلیون سال است. ظاهراً در فضا فقط تعداد کمی از شهابسنگ های سنگی برای بیش از 40 میلیون سال، از خطر تخریب بر اثر خردشدگی در امان می مانند. شهابسنگ های آهنی از این نظر خوش اقبال ترند، زیرا به مراتب سخت ترند و اندازه گیری های مناسب نشان می دهند که دست کم به مدت 1000 میلیون سال به شکل اجرامی چند متری در فضا دوام آورده اند.

3) سن پیدایش

منظور مدت زمانی است که از آخرین تغییر عمده ی دمای زیاد شهابسنگ می گذرد. مثلاً سن پیدایش کندریت های بازالتی (نوعی شهابسنگ)، طول زمانی است که آنها پس از تبلور از حالت مذاب، گذرانده اند. کندریت ها هر چند ذوب نشده ماندند، اما داغ بودند و اندکی پس از پیدایش، دوباره به حالت جامد متبلور شدند. سن پیدایش آنها هم مدت زمانی است که از هنگام شکل گیری دانه های فعلی کانی هایشان می گذرد. سن پیدایش هر دو نوع شهابسنگ تقریباً 4550 میلیون سال است.

توضیح بسیار مختصری از روش تعیین سن پیدایش، به این شرح است :

می دانیم که عنصر پرتوزایی مانند اورانیوم با سرعت ثابتی به سرب تبدیل می شود و سرعت تلاشی آن نوعی ساعت پرتوزا پدید می آورد. در این روش نمونه هایی از چند شهابسنگ هم خانواده یا دانه هایی از یک شهابسنگ را به کار می برند. مقادیر اورانیوم و سرب را در هر نمومنه تعیین می کنند و با استفاده از آن، نسبت سربی که از تلاشی طبیعی اورانیوم حاصل شده محاسبه می گردد . از روی این نسبت می توان حساب کرد چه مدت از زمانی که شهابسنگ ها داغ بوده اند گذشته است - یعنی چند وقت از هنگامی که اتم های اورانیوم و سرب می توانستند آزادانه میان دو کانی مجاور هم، یا دو شهابسنگ متفاوت سنگی، حرکت کنند می گذرد .

4) سن ماقبل پیدایش

تقریباً تمام عناصر٬ به جز هیدروژن و هلیوم٬ در دل گونه های مختلف ستاره ها پدید آمده اند . این موضوع نه تنها درباره ی شهابسنگ ها بلکه در مورد هر آنچه در زمین یافت می شود٬ و از جمله بدن خود ما صادق است . سن ماقبل پیدایش برای هر عنصر٬ فاصله ی زمانی میان پیدایش آن در یک ستاره تا شرکت آن در تشکیل سیارات یا شهابسنگ ها است . بسیاری شهابسنگ های سنگی محصولات حاصل از شکافت پلوتونیوم را در خود دارند.

پلوتونیوم عنصر ناپایداری است که به سرعت متلاشی می شود و نیمه عمر آن فقط 82 میلیون سال است٬ در حالی که اورانیوم 238 ٬ نیمه عمری برابر 4500 میلیون سال دارد . [نیمه عمر هر عنصر عبارت از مدت زمانی است که طی آن نصف تعداد اولیه ی یک عنصر پرتوزا به عناصر دیگر واپاشیده می شود. به سبب نیمه عمر کوتاه آن٬ تمام پلوتونیوم آغازینی که در هنگام پیدایش منظومه ی شمسی وجود داشت تا 4 میلیارد سال پیش متلاشی شد. از آن هنگام نه در زمین و نه در کل منظومه شمسی پلوتونیوم با منشاء طبیعی وجود ندارد. اندازه گیری محصولات حاصل از تلاشی پلوتونیوم در شهابسنگ ها حکایت از آن دارد که سن ما قبل پیدایش پلوتونیوم٬ حدود 150 میلیون سال است. یعنی خود پلوتونیوم اولیه تنها حدود 150 میلیون سال پیش از پیدایش خورشید و سیارات٬ در یک ستاره پدید آمده است. بخشی از عناصر شیمیایی در زمانی که به شکل گیری سیارات نزدیک تر است پدید آمده اند. شواهد تازه حاکی از آن است که برخی اجرام سیاره ای توسط نوعی آلومینیوم پرتوزا ذوب شده بودند.

این ایزوتوپ آلومینیوم بسیار ناپایدار است و می باید کمتر از 5 میلیون سال پیش از تولد سیارات در یک ستاره بوجود آمده باشد. به این ترتیب٬ عناصر شیمیایی مختلف در شناخت مراحل جنینی منظومه شمسی به ما یاری می رسانند. پرتوزایی در شهابسنگ ها به مراتب از سنگ های زمینی٬ که از نظر اورانیوم و توریوم غنی ترند٬ کمتر است. به همین سبب برای سنجش پرتوزایی شهابسنگ ها به ابزارهای فوق العاده دقیقی نیاز است .