Хондрит

Класс каменных метеоритов, состоящих из круглых зерен.

Хондрит / ˈ k ɒ n d r aɪ t / — это каменный (неметаллический ) метеорит , который не был изменен ни плавлением , ни дифференциацией родительского тела . ^{[a] [1]} Они образуются, когда различные типы пыли и мелких зерен в ранней Солнечной системе аккрецируются, образуя примитивные астероиды . Некоторые такие тела, захваченные гравитационным полем планеты , становятся наиболее распространенным типом метеорита, прибывая по траектории к поверхности планеты. Оценки их вклада в общую популяцию метеоритов варьируются от 85,7% ^[2] до 86,2%. ^[3]

Их исследование дает важные подсказки для понимания происхождения и возраста Солнечной системы, синтеза органических соединений , происхождения жизни и наличия воды на Земле . Одной из их характеристик является наличие хондр (от древнегреческого χόνδρος chondros , зерно), которые представляют собой круглые зерна, образовавшиеся в космосе в виде расплавленных или частично расплавленных капель различных минералов. Хондры обычно составляют от 20% до 80% хондрита по объему. ^[4]

Хондриты можно отличить от железных метеоритов по низкому содержанию железа и никеля. Неметаллические метеориты, у которых отсутствуют хондры, называются ахондритами , которые, как полагают, образовались позже, чем хондриты. ^[5] В настоящее время в мировых коллекциях насчитывается более 27 000 хондритов. Самый большой отдельный камень, когда-либо извлеченный, весом 1770 кг, был частью метеоритного дождя Цзилинь 1976 года. Падения хондритов варьируются от отдельных камней до необычных ливней, состоящих из тысяч отдельных камней. Пример последнего произошел во время падения Холбрука в 1912 году, когда, по оценкам, 14 000 камней упали на землю в северной Аризоне .

Происхождение и история

Хондриты образовались в результате аккреции частиц пыли и гравия, присутствовавших в примитивной Солнечной системе, что привело к образованию астероидов более 4,54 миллиарда лет назад. Эти астероидные родительские тела хондритов являются (или являлись) астероидами небольшого или среднего размера, которые никогда не были частью какого-либо тела, достаточно большого, чтобы подвергнуться плавлению и планетарной дифференциации . Датирование с использованием ²⁰⁶ Pb/ ²⁰⁴ Pb дает предполагаемый возраст 4566,6 ± 1,0 млн лет ^[6] , что соответствует возрастам других хронометров. Другим указанием на их возраст является тот факт, что обилие нелетучих элементов в хондритах аналогично тому, что обнаружено в атмосфере Солнца и других звезд в нашей галактике ^[7] .

Хотя хондритовые астероиды никогда не становились достаточно горячими, чтобы расплавиться, исходя из внутренних температур, многие из них достигли достаточно высоких температур, чтобы испытать значительный термический метаморфизм в своих недрах. Источником тепла, скорее всего, была энергия, поступающая от распада короткоживущих радиоизотопов (период полураспада менее нескольких миллионов лет), которые присутствовали в недавно образованной Солнечной системе, особенно ²⁶ Al и ⁶⁰ Fe , хотя нагрев мог быть вызван и ударами об астероиды. Многие хондритовые астероиды также содержали значительные количества воды, возможно, из-за аккреции льда вместе с каменистым материалом.

В результате многие хондриты содержат водные минералы, такие как глины, которые образовались, когда вода взаимодействовала с породой на астероиде в процессе, известном как водное изменение . Кроме того, все хондритовые астероиды подверглись воздействию ударных и шоковых процессов из-за столкновений с другими астероидами. Эти события вызвали различные эффекты, начиная от простого уплотнения до брекчирования , прожилкования, локализованного плавления и образования минералов высокого давления. Конечным результатом этих вторичных термических, водных и ударных процессов является то, что только несколько известных хондритов сохраняют в первозданном виде изначальную пыль, хондры и включения, из которых они образовались.

Характеристики

Среди компонентов, присутствующих в хондритах, выделяются загадочные хондры — сферические объекты размером с миллиметр, которые возникли как свободно плавающие, расплавленные или частично расплавленные капли в космосе; большинство хондр богаты силикатными минералами оливином и пироксеном .

Хондриты также содержат тугоплавкие включения (включая включения Ca–Al ), которые являются одними из старейших объектов, образовавшихся в Солнечной системе, частицы, богатые металлическим Fe-Ni и сульфидами , и изолированные зерна силикатных минералов . Остальная часть хондритов состоит из мелкозернистой (размером в микрометр или меньше) пыли, которая может либо присутствовать в качестве матрицы породы, либо может образовывать ободки или мантии вокруг отдельных хондр и тугоплавких включений. В эту пыль встроены досолнечные зерна , которые предшествуют образованию нашей Солнечной системы и возникли в другом месте галактики. Хондры имеют особую текстуру, состав и минералогию , и их происхождение продолжает оставаться предметом некоторых споров. ^[11] Научное сообщество в целом признает, что эти сферы были образованы под действием ударной волны , которая прошла через Солнечную систему, хотя нет единого мнения относительно причины этой ударной волны. ^[12]

В статье, опубликованной в 2005 году, было высказано предположение, что гравитационная нестабильность газового диска, образовавшего Юпитер, породила ударную волну со скоростью более 10 км/с, что привело к образованию хондр. ^[13]

Классификация хондритов

Хондриты делятся примерно на 15 отдельных групп (см. Классификацию метеоритов ) на основе их минералогии, ^[14] основного химического состава и изотопного состава кислорода ^[15] (см. ниже) . Различные группы хондритов, вероятно, возникли на отдельных астероидах или группах родственных астероидов. Каждая группа хондритов имеет отличительную смесь хондр, тугоплавких включений, матрицы (пыли) и других компонентов, а также характерный размер зерна. Другие способы классификации хондритов включают выветривание ^[16] и удар. ^[17]

Хондриты также можно классифицировать по их петрологическому типу, который представляет собой степень, в которой они были термически метаморфизованы или изменены в воде (им присваивается номер от 1 до 7). Хондры в хондрите, которому присвоен номер «3», не были изменены. Большие числа указывают на увеличение термического метаморфоза до максимума 7, где хондры были разрушены. Номера ниже 3 присваиваются хондритам, чьи хондры были изменены присутствием воды, до 1, где хондры были стерты этим изменением.

Синтез различных схем классификации представлен в таблице ниже. ^[18]

Энстатитовые хондриты

Энстатит-хондрит Сен -Совер (EH5)

Энстатитовые хондриты (также известные как хондриты типа E) являются редкой формой метеорита, которая, как полагают, составляет всего около 2% хондритов, падающих на Землю. ^[19] В настоящее время известно всего около 200 хондритов типа E. ^[19] Большинство энстатитовых хондритов были либо обнаружены в Антарктиде , либо собраны Американской национальной метеорологической ассоциацией . Они, как правило, содержат большое количество минерала энстатита (MgSiO ₃ ), от которого они и получили свое название. ^[19]

Хондриты типа E являются одними из наиболее химически восстановленных известных пород, причем большая часть их железа принимает форму металла или сульфида, а не оксида. Это говорит о том, что они были сформированы в области, где не хватало кислорода , вероятно, в пределах орбиты Меркурия . ^[20]

Обыкновенные хондриты

Обыкновенные хондриты являются наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Землю: около 80% всех метеоритов и более 90% хондритов являются обыкновенными хондритами. ^[11] Они содержат обильные хондры, разреженную матрицу (10–15% породы), несколько тугоплавких включений и переменное количество металла Fe–Ni и троилита (FeS). Их хондры обычно имеют диаметр от 0,5 до 1 мм. Обыкновенные хондриты отличаются химическим составом по их обеднению тугоплавкими литофильными элементами, такими как Ca, Al, Ti и редкоземельными элементами , относительно Si, а изотопно — по их необычно высоким отношениям ¹⁷ O/ ¹⁶ O относительно ¹⁸ O/ ¹⁶ O по сравнению с земными породами.

Большинство, но не все, обычных хондритов испытали значительную степень метаморфизма, достигнув температур значительно выше 500 °C на родительских астероидах. Они делятся на три группы, которые имеют разное количество металла и разное количество общего железа:

• H-хондриты имеют высокое общее содержание железа и высокое содержание металлического железа (15–20% Fe–Ni по массе ^[21] ), а также меньшие хондры, чем хондриты L и LL. Они образованы из бронзита, оливина, пироксена, плагиоклаза, металлов и сульфидов, и ~42% обычных хондритов, выпавших из недр, относятся к этой группе (см. Статистику падения метеоритов ) .
• L-хондриты имеют низкое общее содержание железа (включая 7–11% металла Fe–Ni по массе). Около 46% обычных хондритов относятся к этой группе, что делает их наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Землю.
• Хондриты LL имеют низкое общее содержание железа и металлов (3–5% Fe–Ni по массе, из которых 2% составляет металлическое железо, а также они содержат бронзит, олигоклаз и оливин). ^[18] Только 1 из 10 обычных хондритов принадлежит к этой группе.

Примером этой группы является метеорит NWA 869.

Углистые хондриты

Углеродистые хондриты (также известные как хондриты типа С) составляют менее 5% хондритов, которые падают на Землю. ^[22] Они характеризуются наличием углеродных соединений, включая аминокислоты . ^[23] Считается, что они образовались дальше всего от Солнца из всех хондритов, поскольку имеют самую высокую долю летучих соединений. ^[2] Еще одной из их основных характеристик является наличие воды или минералов, которые были изменены присутствием воды.

Существует много групп углистых хондритов, но большинство из них химически отличаются обогащением тугоплавкими литофильными элементами относительно Si, а изотопно — необычно низкими отношениями ¹⁷ O/ ¹⁶ O относительно ¹⁸ O/ ¹⁶ O по сравнению с земными породами. Все группы углистых хондритов, за исключением группы CH, названы по характерному типовому образцу:

• Хондриты CI (типа Ивуна) полностью лишены хондр и тугоплавких включений; они состоят почти исключительно из мелкозернистого материала, который претерпел высокую степень водных изменений на родительском астероиде. Хондриты CI представляют собой сильно окисленные , брекчированные породы, содержащие обильные магнетитовые и сульфатные минералы и лишенные металлического железа. Вопрос о том, имели ли они когда-то хондры и тугоплавкие включения, которые позже были разрушены во время образования водных минералов, или у них изначально никогда не было хондр ^{[ необходима цитата ]} . Хондриты CI примечательны тем, что их химический состав очень похож на состав солнечной фотосферы, за исключением водорода и гелия. Таким образом, они имеют наиболее «примитивный» состав среди всех метеоритов и часто используются в качестве стандарта для оценки степени химического фракционирования, которому подвергаются материалы, образовавшиеся по всей Солнечной системе.
• Хондриты CO ( тип Орнана ) и CM (тип Мигхея) представляют собой две родственные группы, содержащие очень маленькие хондры, в основном диаметром от 0,1 до 0,3 мм; тугоплавкие включения встречаются довольно часто и имеют размеры, схожие с размерами хондр.

• • Хондриты CM состоят примерно на 70% из мелкозернистого материала (матрицы), и большинство из них подверглись обширным водным изменениям. Наиболее изученный метеорит Мерчисон , упавший в Австралии в 1969 году, является самым известным представителем этой группы.
  • CO-хондриты имеют только около 30% матрицы и испытали очень мало водных изменений. Большинство испытали небольшую степень термического метаморфизма.
• Углистые хондриты CR ( тип Ренаццо ), CB (тип Бенкуббина) и CH (высокометаллические) — это три группы, которые, по-видимому, связаны по своему химическому составу и изотопному составу кислорода. Все они богаты металлическим Fe–Ni, причем хондриты CH и особенно CB имеют более высокую долю металла, чем все другие группы хондритов. Хотя хондриты CR явно похожи во многих отношениях на другие группы хондритов, происхождение хондритов CH и CB несколько спорно. Некоторые исследователи приходят к выводу, что многие хондры и металлические зерна в этих хондритах могли образоваться в результате ударных процессов после того, как «нормальные» хондры уже сформировались, и, таким образом, они могут не быть «истинными» хондритами.

• • CR-хондриты имеют хондры, которые по размеру похожи на хондры обычных хондритов (около 1 мм), мало тугоплавких включений, а матрица составляет почти половину породы. Многие CR-хондриты испытали обширные водные изменения, но некоторые в основном избежали этого процесса.
  • CH-хондриты примечательны своими очень маленькими хондрами, обычно всего около 0,02 мм (20 микрометров) в диаметре. Они имеют небольшую долю столь же маленьких тугоплавких включений. Пылевидный материал встречается в виде дискретных обломков, а не как настоящая матрица. CH-хондриты также отличаются экстремальным обеднением летучими элементами.
  • Хондриты CB встречаются в двух типах, оба из которых похожи на хондриты CH тем, что они очень обеднены летучими элементами и богаты металлами. Хондриты CB _a (подгруппа a) крупнозернистые, с крупными, часто см-размером хондрулами и металлическими зернами и почти без тугоплавких включений. Хондры имеют необычную текстуру по сравнению с большинством других хондритов. Как и в хондритах CH, пылевой материал встречается только в дискретных обломках, и нет мелкозернистой матрицы. Хондриты CB _b (подгруппа b) содержат гораздо более мелкие (мм-размером) хондры и содержат тугоплавкие включения.
• Хондриты CV ( тип Вигарано ) характеризуются хондрами размером в мм и обильными тугоплавкими включениями, расположенными в темной матрице, которая составляет около половины породы. Хондриты CV известны впечатляющими тугоплавкими включениями, некоторые из которых достигают сантиметровых размеров, и они являются единственной группой, содержащей отличительный тип крупных, когда-то расплавленных включений. С химической точки зрения хондриты CV имеют самое высокое содержание тугоплавких литофильных элементов среди всех групп хондритов. Группа CV включает в себя замечательное падение Альенде в Мексике в 1969 году, которое стало одним из самых широко распространенных и, безусловно, наиболее изученным метеоритом в истории.
• Хондриты CK ( типа Karoonda ) химически и текстурно похожи на хондриты CV. Однако они содержат гораздо меньше тугоплавких включений, чем CV, они представляют собой гораздо более окисленные породы, и большинство из них испытали значительный объем термального метаморфизма (по сравнению с CV и всеми другими группами углеродистых хондритов).
• Хондриты CL (типа Лунгана) в основном представляют собой хондры и CAI, соответственно с низким содержанием матрицы и летучих веществ, с микроэлементами, напоминающими CR. Тройное положение кислорода вблизи области CV-CK.
• Негруппированные углеродистые хондриты: ряд хондритов явно являются членами класса углеродистых хондритов, но не вписываются ни в одну из групп. К ним относятся: метеорит Tagish Lake , упавший в Канаде в 2000 году и являющийся промежуточным между хондритами CI и CM; и Acfer 094, чрезвычайно примитивный хондрит, который разделяет свойства как с группами CM, так и с группами CO.

Какангари хондриты

Три хондрита образуют так называемую группу K (тип Какангари): Какангари, LEW 87232 и Lea Co. 002. ^[24] Они характеризуются большим количеством пылевой матрицы и изотопным составом кислорода, аналогичным углеродистым хондритам, сильно восстановленным минеральным составом и высоким содержанием металлов (от 6% до 10% по объему), что больше всего похоже на энстатитовые хондриты, а также концентрацией тугоплавких литофильных элементов, что больше всего похоже на обычные хондриты.

Многие из их других характеристик схожи с хондритами O, E и C. ^[25]

Хондриты Румурути

Хондриты типа Румурути (R) — очень редкая группа, из почти 900 задокументированных падений хондритов зафиксировано только одно падение. Они имеют ряд общих свойств с обычными хондритами, включая похожие типы хондрул, малое количество тугоплавких включений, похожий химический состав для большинства элементов и тот факт, что отношения ¹⁷ O/ ¹⁶ O аномально высоки по сравнению с земными породами. Однако между хондритами R и обычными хондритами есть существенные различия: хондриты R имеют гораздо больше пылевого матричного материала (около 50% породы); они гораздо более окислены, содержат мало металлического Fe–Ni; и их обогащение ^{17 O выше, чем у обычных хондритов. Почти весь металл, который они содержат, окислен или находится в форме сульфидов. Они содержат меньше хондрул, чем хондриты E, и, по-видимому, происходят из} реголита астероида . ^[26]

Состав

Поскольку хондриты накапливались из материала, который образовался очень рано в истории Солнечной системы, и поскольку хондритовые астероиды не расплавились, они имеют очень примитивный состав. «Примитивный» в этом смысле означает, что содержание большинства химических элементов не сильно отличается от того, которое измеряется спектроскопическими методами в фотосфере Солнца, которая, в свою очередь, должна быть хорошо репрезентативной для всей Солнечной системы (примечание: чтобы провести такое сравнение между газообразным объектом, таким как Солнце, и камнем, таким как хондрит, ученые выбирают один породообразующий элемент, такой как кремний (Si), чтобы использовать его в качестве точки отсчета, а затем сравнивают соотношения. Таким образом, атомное отношение Mg/Si, измеренное на Солнце (1,07), идентично измеренному в хондритах CI ^[27] ).

Хотя все составы хондритов можно считать примитивными, существуют различия между различными группами, как обсуждалось выше. Хондриты CI, по-видимому, почти идентичны по составу солнцу для всех, кроме газообразующих элементов (например, водорода (H), углерода (C), азота (N) и благородных газов : гелия (He), неона (Ne), аргона (Ar) и т. д.). Другие группы хондритов отклоняются от солнечного состава (т. е. они фракционированы ) весьма систематическим образом:

• В какой-то момент в процессе формирования многих хондритов частицы металла частично отделились от частиц силикатных минералов. В результате хондриты, происходящие от астероидов, которые не аккрецировали с полным набором металла (например, хондриты L, LL и EL), обеднены всеми сидерофильными элементами, тогда как те, которые аккрецировали слишком много металла (например, хондриты CH, CB и EH), обогащены этими элементами по сравнению с солнцем.
• Аналогичным образом, хотя точный процесс не очень хорошо изучен, высокотугоплавкие элементы , такие как Ca и Al, были отделены от менее тугоплавких элементов, таких как Mg и Si, и не были равномерно отобраны каждым астероидом. Родительские тела многих групп углеродистых хондритов содержат перевыбранные зерна, богатые тугоплавкими элементами, тогда как у обычных и энстатитовых хондритов их было недостаточно.
• Ни один хондрит, за исключением группы CI, не образован с полным солнечным набором летучих элементов . В целом, уровень истощения соответствует степени летучести, где наиболее летучие элементы наиболее истощены.

Петрологические типы

Группа хондрита определяется его первичными химическими, минералогическими и изотопными характеристиками (см. выше). Степень, в которой он был затронут вторичными процессами термального метаморфизма и водного изменения на родительском астероиде, указывается его петрологическим типом , который появляется как число после названия группы (например, хондрит LL5 принадлежит к группе LL и имеет петрологический тип 5). Текущая схема описания петрологических типов была разработана Ван Шмусом и Вудом в 1967 году. ^[14]

Схема петрологического типа, созданная Ван Шмусом и Вудом, на самом деле представляет собой две отдельные схемы, одна из которых описывает водные изменения (типы 1–2), а другая — термальный метаморфизм (типы 3–6). Водная часть системы работает следующим образом:

• Первоначально тип 1 использовался для обозначения хондритов, у которых отсутствовали хондры и которые содержали большое количество воды и углерода. В настоящее время тип 1 используется просто для обозначения метеоритов, которые подверглись обширным водным изменениям, вплоть до того, что большая часть их оливина и пироксена была изменена до водных фаз. Это изменение происходило при температурах от 50 до 150 °C, поэтому хондриты типа 1 были теплыми, но недостаточно горячими, чтобы испытать термический метаморфизм. Члены группы CI, а также несколько сильно измененных углеродистых хондритов других групп являются единственными примерами хондритов типа 1.
• Хондриты типа 2 — это те, которые испытали обширные водные изменения, но все еще содержат узнаваемые хондры, а также первичный, неизмененный оливин и/или пироксен. Мелкозернистая матрица, как правило, полностью гидратирована, а минералы внутри хондр могут демонстрировать различную степень гидратации. Это изменение, вероятно, произошло при температурах ниже 20 °C, и, опять же, эти метеориты не подвергались термическому метаморфизму. Почти все хондриты CM и CR относятся к петрологическому типу 2; за исключением некоторых несгруппированных углеродистых хондритов, никакие другие хондриты не относятся к типу 2.

Часть схемы, посвященная термическому метаморфизму, описывает непрерывную последовательность изменений минералогии и текстуры, которые сопровождают повышение метаморфических температур. Эти хондриты демонстрируют мало признаков воздействия водного изменения:

• Хондриты типа 3 демонстрируют низкую степень метаморфизма. Их часто называют неравновесными хондритами, поскольку такие минералы, как оливин и пироксен, демонстрируют широкий спектр составов, отражающих формирование в самых разных условиях в солнечной туманности . (Хондриты типа 1 и 2 также неравновесны.) Хондриты, которые остаются в почти первозданном состоянии, со всеми компонентами (хондры, матрица и т. д.), имеющими почти тот же состав и минералогию, что и при аккреции к родительскому астероиду, обозначаются как тип 3.0. По мере того, как петрологический тип увеличивается от типа 3.1 до типа 3.9, происходят глубокие минералогические изменения, начинающиеся с пылевой матрицы, а затем все больше затрагивающие более крупнозернистые компоненты, такие как хондры. Хондриты типа 3.9 внешне выглядят неизменными, поскольку хондры сохраняют свой первоначальный вид, но все минералы подверглись изменениям, в основном из-за диффузии элементов между зернами разного состава.
• Хондриты типов 4, 5 и 6 все больше изменяются термическим метаморфизмом . Это уравновешенные хондриты, в которых состав большинства минералов становится довольно однородным из-за высоких температур. К типу 4 матрица полностью перекристаллизована и укрупняется по размеру зерен. К типу 5 хондры начинают становиться нечеткими, и матрицу невозможно различить. В хондритах типа 6 хондры начинают интегрироваться с тем, что когда-то было матрицей, и небольшие хондры могут больше не быть распознаваемыми. По мере протекания метаморфизма многие минералы укрупняются и образуются новые, метаморфические минералы, такие как полевой шпат .

Некоторые исследователи расширили метаморфическую схему Ван Шмуса и Вуда, включив в нее тип 7 , хотя нет единого мнения о том, необходимо ли это. Хондриты типа 7 испытали максимально возможные температуры, недостаточные для плавления. Если бы началось плавление, метеорит , вероятно, был бы классифицирован как примитивный ахондрит, а не хондрит.

Все группы обыкновенных и энстатитовых хондритов, а также хондритов R и CK демонстрируют полный метаморфический диапазон от типа 3 до 6. Хондриты CO включают только членов типа 3, хотя они охватывают диапазон петрологических типов от 3,0 до 3,8.

Наличие воды

Эти метеориты либо содержат часть воды, либо минералов, которые были изменены водой. Это говорит о том, что астероид, из которого произошли эти метеориты, должен был содержать воду. В начале Солнечной системы она могла присутствовать в виде льда , а через несколько миллионов лет после образования астероида лед должен был растаять, что позволило жидкой воде вступить в реакцию с оливинами и пироксенами и изменить их. Считается, что образование рек и озер на астероиде было бы маловероятным, если бы он был достаточно пористым, чтобы вода могла просачиваться внутрь, как это происходит в земных водоносных слоях . ^[28]

Предполагается, что часть воды, присутствующей на Земле, появилась в результате столкновения комет и углеродистых хондритов с поверхностью Земли. ^{[29] [30]}

Происхождение жизни

Общая структура аминокислот

Углеродистые хондриты содержат более 600 органических соединений, которые были синтезированы в разных местах и ​​в разное время. Эти органические соединения включают: углеводороды , карбоновые кислоты , спирты , кетоны , альдегиды , амины , амиды , сульфоновые кислоты , фосфоновые кислоты , аминокислоты , азотистые основания и т. д. ^[31] Эти соединения можно разделить на три основные группы: фракция, не растворимая в хлороформе или метаноле , углеводороды, растворимые в хлороформе, и фракция, растворимая в метаноле (которая включает аминокислоты).

Первая фракция, по-видимому, происходит из межзвездного пространства, а соединения, принадлежащие другим фракциям, происходят из планетоида . Было высказано предположение, что аминокислоты были синтезированы вблизи поверхности планетоида путем радиолиза (диссоциации молекул, вызванной излучением ) углеводородов и карбоната аммония в присутствии жидкой воды. Кроме того, углеводороды могли образоваться глубоко внутри планетоида в результате процесса, похожего на процесс Фишера-Тропша . Эти условия могут быть аналогичны событиям, которые привели к возникновению жизни на Земле. ^[32]

Метеорит Мурчисон экспонируется в Смитсоновском институте в Новом Национальном Мемориальном музее .

Метеорит Мурчисон был тщательно изучен; он упал в Австралии недалеко от города, который носит его имя, 28 сентября 1969 года. Он относится к классу CM2 и содержит такие распространенные аминокислоты, как глицин , аланин и глутаминовая кислота, а также другие, менее распространенные, такие как изовалин и псевдолейцин. ^[33]

В двух метеоритах, собранных в Антарктиде в 1992 и 1995 годах, было обнаружено обилие аминокислот, которые присутствуют в концентрациях 180 и 249 ppm (углеродистые хондриты обычно содержат концентрации 15 ppm или меньше). Это может указывать на то, что органический материал более распространен в Солнечной системе, чем считалось ранее, и это подкрепляет идею о том, что органические соединения, присутствующие в первичном бульоне, могли иметь внеземное происхождение. ^[34]

Смотрите также

• Метеорит
• Классификация метеоритов
• Ахондрит
• Углеродистый хондрит
• Хондрула
• Глоссарий метеоритики
• Железный метеорит
• Каменно-железный метеорит
• Астероид
• Солнечная система

Примечания

1. Использование термина «неметаллический» не подразумевает полного отсутствия металлов.
2. E обозначает энстатит, H указывает на высокое содержание металлического железа, около 30%, а L — низкое. Число относится к изменению.
3. За исключением High Iron, все остальные углеродистые хондриты названы в честь характерного метеорита.
4. Это уникальный метеорит, который предположительно является единственным известным образцом семейства астероидов D.

Ссылки

1. "2.2 La composición de la Tierra: el modelo condrítico в Planetología. Universidad Complutense de Madrid" . Архивировано из оригинала 15 июня 2009 года . Проверено 19 мая 2012 г.
2. Calvin J. Hamilton (Перевод с английского Антонио Белло). "Meteoroides y Meteoritos" (на испанском). Архивировано из оригинала 25 февраля 2021 г. Получено 18 апреля 2009 г.
3. Бишофф, А.; Гейгер, Т. (1995). «Метеориты для Сахары: найдите местоположения, классификацию ударов, степень выветривания и спаривание». Метеоритика . 30 (1): 113–122. Bibcode :1995Metic..30..113B. doi : 10.1111/j.1945-5100.1995.tb01219.x . ISSN  0026-1114.
4. Аксон. «Pistas químicas apuntan a un origen de polvo para los Planetas terrestres» (на испанском языке). Архивировано из оригинала 3 августа 2008 года . Проверено 11 мая 2009 г.
5. Хорди, Льорка Пике (2004). «Нуэстра история ан лос метеоритос». Солнечная система: Nuestro pequeño rincón en la vía láctea . Университет Жауме И.п. 75. ИСБН 978-8480214667. Архивировано из оригинала 13 января 2023 . Получено 30 октября 2020 .
6. Амелин, Юрий; Крот, Александр (2007). "Pb isotopic age of the Allende chondrules". Meteoritics & Planetary Science . 42 (7/8): 1043–1463. Bibcode :2007M&PS...42.1043F. doi :10.1111/j.1945-5100.2007.tb00559.x. S2CID  247696781. Архивировано из оригинала 16 августа 2020 г. Получено 13 июля 2009 г.
7. Wood, JA (1988). «Хондритовые метеориты и солнечная туманность». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 16 : 53–72. Bibcode : 1988AREPS..16...53W. doi : 10.1146/annurev.ea.16.050188.000413. 0084-6597, 53–72.
8. "Bjurböle; База данных метеоритных бюллетеней. Метеорное общество". Архивировано из оригинала 23 января 2021 г. Получено 6 марта 2013 г.
9. "Grassland; Meteoritical Bulletin Database. The Meteoritical Society". Архивировано из оригинала 13 января 2021 г. Получено 6 марта 2013 г.
10. "NWA 10499; База данных метеоритных бюллетеней. Метеорное общество". Архивировано из оригинала 21 января 2016 года . Получено 20 апреля 2024 года .
11. Муньос-Эспадас, MJ; Мартинес-Фриас, Дж.; Лунар, Р. (2003). «Минералогия, текстуры и космохимика де кондрулос RP и PO en la condrita Reliegos L5 (Леон, Испания)». Геогасета (на испанском языке). 34 : 35–38. ISSN  0213-683X.
12. "¿Cocinó Júpiter a los meteoritos?". Журнал Astrobiology (на испанском языке). Перевод Сары Бенедикты Ойолы. 18 марта 2005 г. [6 марта 2005 г.]. Архивировано из оригинала 19 апреля 2007 г. Получено 18 апреля 2009 г.
13. Boss, AP; Durisen, RH (2005). «Ударные фронты, формирующие хондры, в солнечной туманности: возможный единый сценарий формирования планет и хондритов». The Astrophysical Journal . 621 (2): L137–L140. arXiv : astro-ph/0501592 . Bibcode :2005ApJ...621L.137B. doi :10.1086/429160. S2CID  15244154.
14. Ван Шмус, WR; Вуд, Дж. А. (1967). «Химико-петрологическая классификация хондритовых метеоритов». Geochimica et Cosmochimica Acta . 31 (5): 747–765. Бибкод : 1967GeCoA..31..747V. дои : 10.1016/S0016-7037(67)80030-9.
15. Клейтон, Р. Н.; Майеда, ТК (1989), «Классификация изотопов кислорода углеродистых хондритов», Тезисы конференции по науке о Луне и планетах , 20 : 169, Bibcode : 1989LPI....20..169C
16. Влоцка, Ф. (июль 1993 г.), «Шкала выветривания обыкновенных хондритов», Метеоритика , 28 (3): 460, Bibcode : 1993Metic..28Q.460W
17. Stöffler, Dieter; Keil, Klaus; Edward RD, Scott (декабрь 1991 г.). «Ударный метаморфизм обычных хондритов». Geochimica et Cosmochimica Acta . 55 (12): 3845–3867. Bibcode : 1991GeCoA..55.3845S. doi : 10.1016/0016-7037(91)90078-J .
18. "Типы метеоритов". Рынок метеоритов . Архивировано из оригинала 9 марта 2021 г. Получено 18 апреля 2009 г.
19. Нортон, OR и Читвуд, LA Полевое руководство по метеорам и метеоритам, Springer-Verlag, Лондон 2008
20. Метеорные службы Новой Англии. "Meteorlab". Архивировано из оригинала 21 февраля 2009 года . Получено 22 апреля 2009 года .
21. Коротев, Рэнди. "металл, железо и никель в метеоритах 1". meteorites.wustl.edu . Вашингтонский университет в Сент-Луисе . Архивировано из оригинала 2 июля 2019 года . Получено 1 июля 2010 года .
22. Интернет-энциклопедия науки. "углеродистый хондрит". Архивировано из оригинала 8 февраля 2006 года . Получено 26 апреля 2009 года .
23. Аарон С. Бертон; Джейми Э. Элсила; Джейсон Э. Хайн; Дэниел П. Главин; Джейсон П. Дворкин (март 2013 г.). «Внеземные аминокислоты, идентифицированные в богатых металлами углеродистых хондритах CH и CB из Антарктиды». Метеоритика и планетарная наука . 48 (3): 390–402. Bibcode : 2013M&PS...48..390B. doi : 10.1111/maps.12063. hdl : 2060/20130014351 . S2CID  59928474.
24. Эндрю М. Дэвис; Лоуренс Гроссман; Р. Ганапати (1977). «Да, Какангари — уникальный хондрит». Nature . 265 (5591): 230–232. Bibcode :1977Natur.265..230D. doi :10.1038/265230a0. S2CID  4295051. 0028-0836, 230–232.
25. Майкл К. Вайсберга; Мартин Принца; Роберт Н. Клейтонb; Тошико К. Маедаб; Моника М. Градик; Ян Франшид; Колин Т. Пиллингерд; Грегори В. Каллемейн (1996). «Группа хондритов K (Какангари)». Geochimica et Cosmochimica Acta . 60 (21): 4253–4263. Бибкод : 1996GeCoA..60.4253W. дои : 10.1016/S0016-7037(96)00233-5. 0016-7037, 4253–4263.
26. "R Group (Rumurutiites)". Meteorites.tv. Метеориты для науки, образования и коллекционеров . Архивировано из оригинала 18 апреля 2013 года . Получено 28 апреля 2009 года .
27. Гревесс и Соваль (2005) в Энциклопедии астрономии и астрофизики, IOP Publishing, Ltd.
28. "Asteroid Geology: Water". Музей метеоритов. Университет Нью-Мексико. Институт метеоритики. Архивировано из оригинала 15 декабря 2012 года . Получено 28 апреля 2009 года .
29. Drake, Michael J.; Righter, Kevin (2001). «Откуда взялась вода на Земле?». Ежегодное собрание GSA . 109. Архивировано из оригинала 5 ноября 2018 г. Получено 24 марта 2013 г.
30. Йорн Мюллер; Харальд Леш (2003). «Whoher kommt das Wasser der Erde? – Urgaswolke oder Meteoriten». Chemie in unserer Zeit (на немецком языке). 37 (4): 242–246. дои : 10.1002/ciuz.200300282. ISSN  0009-2851.
31. Хорди Лорка и Пике (2004). «Органические молекулы в солнечной системе: ¿dónde и cómo encontrarlas?». II Curso de Ciencias Planetarias de la Universidad de Salamanca (на испанском языке).
32. Хайман Хартман; Майкл А. Суини; Майкл А. Кропп; Джон С. Льюис (1993). «Углеродистые хондриты и происхождение жизни». Происхождение жизни и эволюция биосфер . 23 (4): 221–227. Bibcode :1993OLEB...23..221H. doi :10.1007/BF01581900. ISSN  0169-6149. S2CID  2045303.
33. Квенволден, Кит А.; Лоулесс, Джеймс; Перинг, Кэтрин; Петерсон, Этта; Флорес, Хосе; Поннамперума, Сирил ; Каплан, Айзек Р.; Мур, Карлтон (1970). «Доказательства внеземных аминокислот и углеводородов в метеорите Мурчисон». Nature . 228 (5275): 923–926. Bibcode :1970Natur.228..923K. doi :10.1038/228923a0. PMID  5482102. S2CID  4147981. Архивировано из оригинала 12 ноября 2021 г. Получено 24 марта 2013 г.
34. Институт науки Карнеги (13 марта 2008 г.). «Метеориты — богатый источник первичного бульона». Архивировано из оригинала 29 июля 2020 г. Получено 30 апреля 2009 г.

Внешние ссылки

• Музей естественной истории, каталог метеоритов. Архивировано 12 марта 2008 г. на Wayback Machine.
• Статьи о метеоритах, включая обсуждения хондритов в Planetary Science Research Discoveries
• Британско-ирландское метеоритное общество
• Изображения хондрита от Meteorites Australia