Время образования конденсированной (твердой) фазы космо-химических веществ (метеоритов) обычно оценивается по данным свинцового, стронциевого и осмиевого методов. При этом принимается, что после образования твердой металлической или силикатной фазы космическое вещество (метеориты) не претерпевало существенных изменений. Существует две концепции существа датируемого процесса, когда: 1) силикатная и металлическая фазы образовались в результате магматической дифференциации некоего родительского тела метеоритов, 2) эти фазы образовались раздельно в ходе конденсации первичной плазмы. Независимо от принятой концепции время образования фаз датируется весьма уверенно. Первые такие определения свинцовым методом для трех каменных метеоритов, принимая в качестве первоначального свинца свинец железного метеорита Каньон Дьявола, были выполнены К. Паттерсоном в 1955 г. В 1961 г. И. Е. Старик и Э. В. Соботович установили свинцово-изохронный возраст девяти каменных метеоритов (хондритов) в пределах 4,4—4,5 млрд. лет, который был отождествлен с возрастом Земли — временем ее формирования как планеты. Свинцово-свинцовая изохрона, вычисленная для всех без исключения исследованных хондритов, отвечала возрасту в 4600+ +50 млн. лет. Данные по содержанию рубидия и изотопов стронция в каменных метеоритах позволяют определить изохронный возраст их силикатной фазы в 4,5 млрд. лет. Уникальные анализы железных метеоритов на рений и изотопный состав осмия выполнил в 1961 г. В. Герр с коллегами, что позволило определить рениево-осмиевый изохронный возраст в 4,0+0,8 млрд. лет.
В настоящее время установлено, что вещество каменных метеоритов претерпевало значительный прогрев, в результате которого произошла практически полная их дегазация. Полученные данные по содержанию гелия и аргона, урана, тория и калия в метеоритах свидетельствуют о накоплении и радиогенных газов и являются показателем времени охлаждения метеоритов. Существует и другое мнение, что каменные метеориты, в частности хондриты, никогда не были целиком расплавлены; они могли подвергаться частичному прогреву, чем вызывается иногда наблюдаемая перекристаллизация. Газы могли накапливаться в диспергированном материале, затем в пределах родительского тела и, наконец, в метеоритах. Частичный и неравномерный прогрев каменного материала приводит к потере неопределенной части накопившихся газов. Возможно, часть гелия терялась еще на стадии космической пыли, так как пробег а-частицы сравним с радиусом частичек космической пыли. Что касается атомов аргона, то явление отдачи могло привести к несущественным его потерям. Максимальные значения возраста, получаемые аргоновым методом, можно, таким образом, трактовать как минимальное время образования космической пыли, которая в дальнейшем образовала крупные тела.
Возраст почти половины всех образцов хондритов (196)—от 3,6 до 4,6 млрд. лет. Аналогичным образом — по времени — группируются данные по ахондритам. В последнем случае максимум сдвинут в сторону меньших значений возраста (2,8—4,2 млрд.лет), и всего два образца оказываются моложе 1 млрд. лет. Следует, однако, отметить, что аргоновый метод в применении к метеоритам чреват большими погрешностями. Расхождения в экспериментальных результатах разных авторов иногда достигают 100%. Это объясняется как чисто методическими трудностями получения необходимых данных, так и объективными факторами, к которым относятся неравномерность прогрева метеоритов при их полете вблизи Солнца, неопределенность поправки на образование аргона (и гелия) за счет реакций скалывания под действием космического облучения, возможное составное строение метеоритов из материала различного состава и генезиса.
Данные по гелиевому возрасту малонадежны вследствие большой вероятности низкотемпературных потерь гелия. Кроме того, для большинства метеоритов нет данных по содержанию урана (и тория), и вычисление возраста выполнялось, исходя из средних концентраций. Тем не менее данные, полученные гелиевым методом, группируются так же, как и результаты аргонового метода. Отличие состоит в том, что оба максимума сдвинуты в сторону более молодого возраста.
Определенной зависимости установленного времени кристаллизации от класса хондритов не обнаруживается. Интересно отметить, что возраст железных метеоритов, определенный аргоновым методом, оказывается чрезвычайно древним (в среднем 6—7 млрд. лет). Насколько эти данные соответствуют истине,— сказать трудно. Средние содержания калия в различных частях одного и того же железного метеорита могут различаться в 3—5, а иногда и 10 раз. Содержание радиогенного аргона, однако, в общем соответствует содержанию калия, что подтверждается относительно небольшими вариациями вычисленного возраста. Последний, как правило, превышает принятый возраст метеоритов в 4,5 млрд. лет. Несмотря на то что металлическая фаза во многих случаях показывает аномально высокие значения возраста, определенного аргоновым методом, возраст минеральных включений ряда железных метеоритов по данным как аргонового, так и стронциевого метода не превышают 5,0 млрд. лет.
