Хондрит

Класс каменных метеоритов из круглых зерен.

Хондрит / ˈ k ɒ n d r aɪ t / — каменный (неметаллический ) метеорит , не модифицированный ни плавлением , ни дифференциацией родительского тела . ^{[a] [1]} Они образуются, когда различные типы пыли и мелких зерен в ранней Солнечной системе аккрецировались, образуя примитивные астероиды . Некоторые такие тела, захваченные гравитационным колодцем планеты, становятся наиболее распространенным типом метеоритов, прибывая (быстро или после многих витков вокруг орбиты) 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 ключи к пониманию происхождения и возраста Солнечной системы, синтеза органических соединений , происхождения жизни и присутствия воды на Земле . Одной из их характеристик является наличие хондр (от древнегреческого χόνδρος chondros , зерно), которые представляют собой круглые зерна, образующиеся в космосе в виде расплавленных или частично расплавленных капель различных минералов. Хондры обычно составляют от 20% до 80% объема хондрита. ^[4]

Хондриты можно отличить от железных метеоритов по низкому содержанию железа и никеля. Неметаллические метеориты, у которых отсутствуют хондры, представляют собой ахондриты , которые, как полагают, образовались позже, чем хондриты. ^[5] В настоящее время в мировых коллекциях насчитывается более 27 000 хондритов. Самый большой из когда-либо обнаруженных отдельных камней весом 1770 кг был частью метеоритного дождя Цзилинь в 1976 году. Падение хондрита варьируется от отдельных камней до необычайных ливней, состоящих из тысяч отдельных камней. Последний случай произошел во время падения Холбрука в 1912 году, когда около 14 000 камней оказались на земле в северной Аризоне .

Происхождение и история

Хондриты образовались в результате аккреции частиц пыли и песка, присутствующих в примитивной Солнечной системе, которые дали начало астероидам более 4,54 миллиарда лет назад. Эти родительские тела хондритов астероидов представляют собой (или были) астероидами малого и 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 оценку возраста 4566,6 ± 1,0 млн лет назад ^[6] , что соответствует возрасту других хронометров. Еще одним свидетельством их возраста является тот факт, что содержание нелетучих элементов в хондритах аналогично тому, которое обнаружено в атмосфере Солнца и других звезд нашей галактики . ^[7]

Хотя хондритовые астероиды никогда не становились достаточно горячими, чтобы плавиться, в зависимости от внутренней температуры, многие из них достигли достаточно высоких температур, что в их недрах произошел значительный термический метаморфизм . Источником тепла, скорее всего, была энергия распада короткоживущих радиоизотопов (период полураспада менее нескольких миллионов лет), которые присутствовали во вновь образовавшейся Солнечной системе, особенно ²⁶ Al и ⁶⁰ Fe , хотя нагрев мог иметь также были вызваны ударами астероидов. Многие хондритовые астероиды также содержали значительное количество воды, возможно, из-за нарастания 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 ударным и ударным процессам вследствие столкновений с другими астероидами. Эти события вызвали множество эффектов: от простого уплотнения до брекчии , прожилков, локализованного плавления и образования минералов под высоким давлением. Конечным результатом этих вторичных термических, водных и ударных процессов является то, что лишь немногие известные хондриты сохраняют в первозданном виде первоначальную пыль, хондры и включения, из которых они образовались.

Характеристики

Среди компонентов, присутствующих в хондритах, особое место занимают загадочные хондры , сферические объекты миллиметрового размера, которые возникли в виде свободно плавающих, расплавленных или частично расплавленных капель в космосе; Большинство хондр богаты силикатными минералами оливином и пироксеном .

Блестящий металл Ni/Fe заметно присутствует в этом обыкновенном хондрите, найденном в Северо-Западной Африке.

Хондриты также содержат тугоплавкие включения (в том числе включения Ca-Al ), которые являются одними из старейших объектов, образовавшихся в Солнечной системе, частицы, богатые металлическим Fe-Ni и сульфидами , а также отдельные зерна силикатных минералов . Остальная часть хондритов состоит из мелкозернистой (размером микрометра или меньше) пыли, которая может либо присутствовать в виде матрицы породы , либо образовывать каймы или мантии вокруг отдельных хондр и тугоплавких включений. В этой пыли заключены досолнечные зерна , которые возникли еще до формирования нашей Солнечной системы и возникли в других частях галактики. Хондры имеют различную текстуру, состав и минералогию , а их происхождение продолжает оставаться предметом некоторых споров. ^[10] Научное сообщество в целом признает, что эти сферы были сформированы под действием ударной волны , прошедшей через Солнечную систему, хотя нет единого мнения относительно причины этой ударной волны. ^[11]

В статье, опубликованной в 2005 году, было высказано предположение, что гравитационная нестабильность газового диска, из которого образовался Юпитер , породила ударную волну со скоростью более 10 км/с, что привело к образованию хондр. ^[12]

Классификация хондритов

Хондриты делятся примерно на 15 различных групп (см. Классификацию метеоритов ) на основе их минералогии, ^[13] общего химического состава и изотопного состава кислорода ^[14] (см. ниже) . Различные группы хондритов, вероятно, возникли на отдельных астероидах или группах родственных астероидов. Каждая группа хондритов имеет характерную смесь хондр, тугоплавких включений, матрицы (пыли) и других компонентов, а также характерный размер зерен. Другие способы классификации хондритов включают выветривание ^[15] и шок. ^[16]

Хондриты также можно классифицировать в соответствии с их петрологическим типом, то есть степенью их термического метаморфизма или водных изменений (им присвоен номер от 1 до 7). Хондры в хондрите, которому присвоена цифра «3», не были изменены. Большие числа указывают на увеличение термического метаморфоза максимум до 7, когда хондры были разрушены. Номера ниже 3 присваиваются хондритам, чьи хондры были изменены присутствием воды, вплоть до 1, где хондры были уничтожены в результате этого изменения.

Синтез различных схем классификации представлен в таблице ниже. ^[17]

Энстатитовые хондриты

Энстатит-хондрит Сен -Совер (EH5)

Энстатитовые хондриты (также известные как хондриты Е-типа) представляют собой редкую форму метеоритов, которая, как считается, составляет лишь около 2% хондритов, падающих на Землю. ^[18] В настоящее время известно всего около 200 хондритов Е-типа. ^[18] 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 и получили свое название. ^[18]

Хондриты Е-типа являются одними из наиболее химически восстановленных известных пород, большая часть железа в которых находится в форме металла или сульфида, а не в виде оксида. Это говорит о том, что они образовались в области, где не хватало кислорода , вероятно, внутри орбиты Меркурия . ^[19]

Обыкновенные хондриты

Обыкновенные хондриты являются, безусловно, наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Землю: около 80% всех метеоритов и более 90% хондритов являются обычными хондритами. ^[10] Они содержат обильные хондры, редкую матрицу (10–15% породы), мало тугоплавких включений и переменное количество металлического Fe-Ni и троилита (FeS). Их хондры обычно имеют диаметр от 0,5 до 1 мм. Обыкновенные хондриты химически отличаются обеднением тугоплавкими литофильными элементами , такими как Ca, Al, Ti и редкоземельные элементы , по сравнению с Si, а изотопно - необычно высокими соотношениями ¹⁷ O/ ¹⁶ O по сравнению с ¹⁸ O/ ¹⁶ O по сравнению с Земля скалится.

Большинство, но не все, обычные хондриты претерпели значительную степень метаморфизма, достигнув температуры значительно выше 500 ° C на родительских астероидах. Они разделены на три группы, которые имеют разное количество металла и разное количество общего железа:

• H-хондрит имеет высокое содержание общего железа и металлического Fe (15–20% металлического Fe-Ni по массе ^[20] ) и хондры меньшего размера, чем L- и LL-хондриты. Они состоят из бронзита, оливина, пироксена, плагиоклаза, металлов и сульфидов и к этой группе относятся ~42% обычных хондритов (см. Статистику падения метеоритов ) .
• L-хондриты имеют низкое содержание общего железа (в том числе 7–11% металлического Fe–Ni по массе). К этой группе относятся ~46% обычных хондритов, что делает их наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Землю.
• LL-хондриты характеризуются низким содержанием общего железа и металлов (3–5 % металлических Fe–Ni по массе, из которых 2 % – металлическое Fe, а также содержат бронзит, олигоклаз и оливин). ^[17] Лишь 1 из 10 обыкновенных хондритовых водопадов относится к этой группе.

Примером этой группы является метеорит NWA 869.

Углеродистые хондриты

Углеродистый хондрит CV3, выпавший в Мексике в 1969 г. (вес 520 г).

Углеродистые хондриты (также известные как хондриты С-типа) составляют менее 5% хондритов, падающих на Землю. ^[21] Для них характерно наличие углеродных соединений, в том числе аминокислот . ^[22] Считается, что они образовались дальше всего от Солнца среди всех хондритов, поскольку в них содержится наибольшее количество 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 по отношению к Si и изотопно необычно низкими отношениями ¹⁷ O/ ¹⁶ O по отношению к ¹⁸ O/ ¹⁶ O по сравнению с земными породами. Все группы углистых хондритов, кроме группы CH, названы по характерному типовому экземпляру:

• У хондритов CI (типа Ивуна) хондры и тугоплавкие включения полностью отсутствуют; они состоят почти исключительно из мелкозернистого материала, претерпевшего высокую степень водных изменений на родительском астероиде. Хондриты CI представляют собой сильно окисленные брекчированные породы, содержащие большое количество магнетита и сульфатных минералов и лишенные металлического железа. Спорным остается вопрос о том, имели ли они когда-то хондры и тугоплавкие включения, которые позже разрушались при образовании водных минералов, или же у них вообще никогда ^не было ^{хондр .} Хондриты CI примечательны тем, что их химический состав очень похож на состав солнечной фотосферы, без учета 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 Орнан ) и CM (тип Мигей) — это две родственные группы, которые содержат очень маленькие хондры, в основном от 0,1 до 0,3 мм в диаметре; тугоплавкие включения довольно обильны и имеют размеры, близкие к хондрам.
  • Хондриты CM примерно на 70% состоят из мелкозернистого материала (матрикса), и большинство из них претерпело обширные водные изменения. Наиболее изученный метеорит Мерчисон , упавший в Австралии в 1969 году, является самым известным представителем этой группы.
  • CO хондриты содержат лишь около 30% матрицы и практически не подвергаются водным изменениям. Большинство из них испытали небольшую степень термального метаморфизма.
• Углистые хондриты CR ( тип Ренаццо ), CB (тип Бенкуббина) и CH (высокометаллические) — это три группы, которые, по-видимому, связаны своим химическим и изотопным составом кислорода. Все они богаты металлическим Fe-Ni, причем хондриты CH и особенно CB имеют более высокую долю металлов, чем все другие группы хондритов. Хотя хондриты CR во многом явно похожи на другие группы хондритов, происхождение хондритов CH и CB несколько противоречиво. 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, следовательно, они не могут быть «настоящими» хондритами.
  • CR-хондриты имеют хондры, аналогичные размерам хондр у обычных хондритов (около 1 мм), мало тугоплавких включений, а матрица составляет почти половину породы. Многие хондриты CR претерпели обширные водные изменения, но некоторым из них в основном удалось избежать этого процесса.
  • CH-хондриты примечательны своими очень маленькими хондрами, обычно всего около 0,02 мм (20 микрометров) в диаметре. В них имеется небольшая доля столь же мелких тугоплавких включений. Пылеобразный материал встречается в виде отдельных обломков, а не в виде настоящей матрицы. CH-хондриты также отличаются крайним обеднением летучими элементами.
  • Хондриты CB встречаются двух типов, оба из которых похожи на хондриты CH тем, что они очень обеднены летучими элементами и богаты металлами. Хондриты CB _a (подгруппа а) крупнозернистые, с крупными, часто сантиметровыми хондрами и металлическими зернами, почти без тугоплавких включений. Хондры имеют необычную текстуру по сравнению с большинством других хондритов. Как и в хондритах CH, пылевидный материал встречается только в виде отдельных обломков, мелкозернистый матрикс отсутствует. Хондриты CB _b (подгруппа b) содержат гораздо меньшие (размером в мм) хондры и содержат тугоплавкие включения.
• Хондриты CV ( тип Вигарано ) характеризуются хондрами размером в мм и обильными тугоплавкими включениями, расположенными в темной матрице, составляющей примерно половину породы. Хондриты CV известны впечатляющими тугоплавкими включениями, некоторые из которых достигают сантиметровых размеров, и они являются единственной группой, которая содержит особый тип крупных, когда-то расплавленных включений. По химическому составу хондриты CV имеют самое высокое содержание тугоплавких литофильных элементов среди всех групп хондритов. В группу CV входит замечательное падение Альенде в Мексике в 1969 году, ставшее одним из наиболее широко распространенных и, безусловно, наиболее изученных метеоритов в истории.
• Хондриты CK ( тип Карунда ) по химическому и текстурному составу аналогичны хондритам CV. Однако они содержат гораздо меньше тугоплавких включений, чем CV, представляют собой гораздо более окисленные породы и большинство из них испытали значительный термический метаморфизм (по сравнению с CV и всеми другими группами углистых хондритов).
• Хондриты CL (тип Лунгана) в основном представляют собой хондры и CAI, соответственно с низким содержанием матрикса и летучих веществ, с микроэлементами, напоминающими CR. Тройное кислородное положение вблизи области CV-CK.
• Несгруппированные углистые хондриты: ряд хондритов явно являются членами класса углистых хондритов, но не вписываются ни в одну из групп. К ним относятся: метеорит озера Тагиш , упавший в Канаде в 2000 г. и занимающий промежуточное положение между хондритами CI и CM; и Acfer 094, чрезвычайно примитивный хондрит, который разделяет свойства как групп CM, так и CO.

Какангари хондриты

Три хондрита образуют так называемую группу K (тип Какангари): Какангари, LEW 87232 и Lea Co. 002. ^[23] Они характеризуются большим количеством пылевой матрицы и изотопным составом кислорода, аналогичным углеродистым хондритам, сильно восстановленным минералам. составы и высокое содержание металлов (от 6 до 10% по объему), которые больше всего напоминают энстатитовые хондриты, и концентрации тугоплавких литофильных элементов, наиболее похожие на обычные хондриты.

Многие из их других характеристик аналогичны хондритам O, E и C. ^[24]

Румурути хондриты

Хондриты типа Румурути (R) представляют собой очень редкую группу: из почти 900 зарегистрированных выпадений хондритов зарегистрировано только одно выпадение. Они имеют ряд общих свойств с обычными хондритами, в том числе сходные типы хондр, малое количество тугоплавких включений, сходный химический состав большинства элементов, а также тот факт, что отношения ¹⁷ O/ ¹⁶ O аномально высоки по сравнению с земными породами. Однако между R-хондритами и обычными хондритами есть существенные различия: R-хондриты имеют гораздо более пылеватый материал матрицы (около 50% породы); они гораздо более окислены, содержат мало металлического Fe–Ni; и их обогащение ¹⁷ O выше, чем у обычных хондритов. Почти весь содержащийся в них металл окислен или находится в форме сульфидов. Они содержат меньше хондр, чем хондриты E, и, по-видимому, происходят из реголита астероида . ^[25]

Состав

Поскольку хондриты накапливались из материала, образовавшегося на очень ранних этапах истории Солнечной системы, и поскольку хондритовые астероиды не плавились, они имеют очень примитивный состав. «Примитивный» в этом смысле означает, что содержания большинства химических элементов не сильно отличаются от тех, которые измеряются спектроскопическими методами в фотосфере Солнца , которая, в свою очередь, должна быть хорошо репрезентативной для всей Солнечной системы (обратите внимание : чтобы провести такое сравнение между газообразным объектом, таким как Солнце, и такой горной породой, как хондрит, ученые выбирают один породообразующий элемент, например кремний (Si), чтобы использовать его в качестве контрольной точки, а затем сравнивают соотношения. атомное соотношение Mg/Si, измеренное на Солнце (1,07), идентично измеренному в хондритах CI ^[26] ).

Хотя все составы хондритов можно считать примитивными, как обсуждалось выше, между различными группами существуют различия. 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). ), аргон (Ar) и др.). Другие группы хондритов отклоняются от солнечного состава (т.е. фракционируются ) весьма систематическим образом:

• В какой-то момент при формировании многих хондритов частицы металла частично отделились от частиц силикатных минералов. В результате хондриты, происходящие от астероидов, которые не аккрецировали полный набор металлов (например, хондриты L, LL и EL), обеднены всеми сидерофильными элементами, тогда как те, которые аккрецировали слишком много металла (например, CH, CB, и хондриты EH) обогащены этими элементами по сравнению с Солнцем.
• Подобным же образом, хотя точный процесс не очень хорошо изучен, сильно тугоплавкие элементы, такие как Ca и Al, отделились от менее тугоплавких элементов, таких как Mg и Si, и не были равномерно отобраны на каждом астероиде. Материнские тела многих групп углистых хондритов содержат избыточные зерна, богатые тугоплавкими элементами, тогда как в обыкновенных и энстатитовых хондритах они отсутствуют.
• Ни один хондрит, за исключением группы CI, не образовался с полным солнечным набором летучих элементов . В целом уровень истощения соответствует степени летучести, при которой наиболее истощаются наиболее летучие элементы.

Петрологические типы

Группа хондрита определяется его основными химическими, минералогическими и изотопными характеристиками (см. выше). Степень воздействия на него вторичных процессов термического метаморфизма и водных изменений на родительском астероиде определяется его петрологическим типом , который отображается в виде числа, следующего за названием группы (например, хондрит LL5 принадлежит к группе LL и имеет петрологический тип 5). Современная схема описания петрологических типов была разработана Ван Шмусом и Вудом в 1967 г. ^[13].

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

• Тип 1 первоначально использовался для обозначения хондритов, лишенных хондр и содержащих большое количество воды и углерода. В настоящее время тип 1 используется просто для обозначения метеоритов, которые претерпели обширные водные изменения до такой степени, что большая часть их оливина и пироксена превратилась в водные фазы. Это изменение происходило при температуре 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 углистых хондритов других групп являются единственными экземплярами хондритов 1-го типа.
• Хондриты типа 2 — это те, которые подверглись обширным водным изменениям, но все еще содержат узнаваемые хондры, а также первичный неизмененный оливин и/или пироксен. Мелкозернистый матрикс обычно полностью гидратирован, а минералы внутри хондр могут иметь различную степень гидратации. Это изменение, вероятно, произошло при температуре ниже 20 °C, и опять же, эти метеориты не подверглись термическому метаморфизму. Почти все хондриты CM и CR относятся к петрологическому типу 2; за исключением некоторых разгруппированных углистых хондритов, другие хондриты не относятся к типу 2.

Часть схемы, касающаяся термического метаморфизма, описывает непрерывную последовательность изменений минералогии и текстуры, которые сопровождают повышение температуры метаморфизма. У этих хондритов мало свидетельств влияния изменений водной среды:

• Хондриты 3-го типа характеризуются низкой степенью метаморфизма. Их часто называют неравновесными хондритами, поскольку такие минералы, как оливин и пироксен, имеют широкий диапазон составов, отражающих образование в самых разных условиях солнечной туманности . (Хондриты типов 1 и 2 также неуравновешены.) Хондриты, которые остаются почти в первозданном состоянии, при этом все компоненты (хондры, матрица и т. д.) имеют почти тот же состав и минералогию, что и при аккреции с родительским астероидом, обозначаются как тип 3.0. . По мере увеличения петрологического типа от типа 3,1 до 3,9 происходят глубокие минералогические изменения, начиная с пылевой матрицы, а затем все больше затрагивая более крупнозернистые компоненты, такие как хондры. Хондриты типа 3.9 внешне все еще выглядят неизмененными, поскольку хондры сохраняют свой первоначальный вид, но все минералы подверглись воздействию, в основном за счет диффузии элементов между зернами различного состава.
• Хондриты типов 4, 5 и 6 все больше изменяются в результате термального метаморфизма . Это равновесные хондриты, в которых составы большинства минералов благодаря высоким температурам стали достаточно однородными. При типе 4 матрица полностью перекристаллизовалась и огрубела по размерам зерен. К 5-му типу хондры начинают становиться нечеткими и матрикс не различим. У хондритов типа 6 хондры начинают интегрироваться с тем, что когда-то было матрицей, и маленькие хондры больше не могут быть распознаваемы. По мере 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 7-го типа испытали самые высокие температуры, которые были возможны, за исключением тех, которые необходимы для плавления. Если бы началось плавление, метеорит, вероятно, был бы классифицирован как примитивный ахондрит , а не как хондрит.

Все группы обыкновенных и энстатитовых хондритов, а также хондритов R и CK демонстрируют полный диапазон метаморфизма от типа 3 до 6. CO хондриты включают только представителей 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, с которого произошли эти метеориты, должен был содержать воду. В начале Солнечной системы он присутствовал в виде льда , а через несколько миллионов лет после образования астероида лед растаял, позволив 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 позволить воде просачиваться внутрь , как это происходит в земных водоносных горизонтах . ^[27]

Предполагается, что часть воды, присутствующей на Земле, образуется в результате удара комет и углеродистых хондритов о земную поверхность. ^{[28] [29]}

Происхождение жизни

Общая структура аминокислот

Углеродистые хондриты содержат более 600 органических соединений, синтезированных в разных местах и ​​в разное время. К таким органическим соединениям относятся: углеводороды , карбоновые кислоты , спирты , кетоны , альдегиды , амины , амиды , сульфоновые кислоты , фосфоновые кислоты , аминокислоты , азотистые основания и т. д. ^[30] Эти соединения можно разделить на три основные группы: фракции, которые не растворим в хлороформе или метаноле , растворимые в хлороформе углеводороды и фракция, растворимая в метаноле (в которую входят аминокислоты).

Первая фракция, по-видимому, происходит из межзвездного пространства, а соединения, принадлежащие другим фракциям, происходят из планетоидов . Было высказано предположение, что аминокислоты были синтезированы вблизи поверхности планетоида путем радиолиза ( диссоциации молекул, вызванной радиацией ) углеводородов и карбоната аммония в присутствии жидкой воды. Кроме того, углеводороды могли образоваться глубоко внутри планетоида в результате процесса, аналогичного процессу Фишера-Тропша . Эти условия могли быть аналогичны событиям, вызвавшим зарождение жизни на Земле. ^[31]

Мерчисонский метеорит выставлен в Смитсоновском институте NMNH .

Метеорит Мерчисон тщательно изучен; он упал в Австралии недалеко от города, носящего его имя, 28 сентября 1969 года. Это CM2, он содержит распространенные аминокислоты, такие как глицин , аланин и глутаминовая кислота , а также другие менее распространенные, такие как изовалин и псевдолейцин. ^[32]

Было обнаружено, что два метеорита, собранные в Антарктиде в 1992 и 1995 годах, богаты аминокислотами, концентрации которых составляют 180 и 249 частей на миллион (углистые хондриты обычно содержат концентрации 15 частей на миллион или меньше). Это может указывать на то, что органического материала в Солнечной системе больше, чем считалось ранее, и это подтверждает идею о том, что органические соединения, присутствующие в первичном супе , могли иметь внеземное происхождение. ^[33]

Смотрите также

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

Примечания

1. Использование термина «неметаллический» не подразумевает полного отсутствия металлов.
2. E означает энстатит, H указывает на высокое содержание металлического железа (около 30%), а L на низкое. Число относится к изменению.
3. За исключением высокого железа, все остальные углеродистые хондриты названы в честь характерного метеорита.

Рекомендации

1. "2.2 La composición de la Tierra: el modelo condrítico в Planetologia. Universidad Complutense de Madrid" . Архивировано из оригинала 15 июня 2009 года . Проверено 19 мая 2012 г.
2. Кэлвин Дж. Гамильтон (перевод с английского Антонио Белло). «Meteoroides y Meteoritos» (на испанском языке). Архивировано из оригинала 25 февраля 2021 года . Проверено 18 апреля 2009 г.
3. Бишофф, А.; Гейгер, Т. (1995). «Метеориты Сахары: найдите местоположения, классификацию ударов, степень выветривания и спаривания». Метеоритика . 30 (1): 113–122. Бибкод : 1995Metic..30..113B. дои : 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 года . Проверено 30 октября 2020 г. .
6. Амелин, Юрий; Крот, Александр (2007). «Изотопный возраст Pb хондр Альенде». Метеоритика и планетология . 42 (7/8): 1043–1463. Бибкод : 2007M&PS...42.1043F. doi :10.1111/j.1945-5100.2007.tb00559.x. S2CID  247696781. Архивировано из оригинала 16 августа 2020 года . Проверено 13 июля 2009 г.
7. Вуд, Дж. А. (1988). «Хондритовые метеориты и Солнечная туманность». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 16 : 53–72. Бибкод : 1988AREPS..16...53W. doi : 10.1146/annurev.ea.16.050188.000413. 0084-6597, 53–72.
8. "Бьюрбеле; База данных метеорологических бюллетеней. Метеоритическое общество" . Архивировано из оригинала 23 января 2021 года . Проверено 6 марта 2013 г.
9. "Пастбища; База данных метеорологических бюллетеней. Метеоритическое общество" . Архивировано из оригинала 13 января 2021 года . Проверено 6 марта 2013 г.
10. Муньос-Эспадас, MJ; Мартинес-Фриас, Дж.; Лунар, Р. (2003). «Минералогия, текстуры и космохимика кондрулос RP и PO en la condrita Reliegos L5 (Леон, Испания)». Геогасета (на испанском языке). 34 : 35–38. ISSN  0213-683X.
11. "¿Cocinó Юпитер а лос метеоритос?". Журнал астробиологии (на испанском языке). Перевод Сары Бенедикты Ойолы. 18 марта 2005 г. [6 марта 2005 г.]. Архивировано из оригинала 19 апреля 2007 года . Проверено 18 апреля 2009 г.
12. Босс, AP; Дурисен, Р.Х. (2005). «Ударные фронты, образующие хондры, в солнечной туманности: возможный единый сценарий формирования планет и хондритов». Астрофизический журнал . 621 (2): L137–L140. arXiv : astro-ph/0501592 . Бибкод : 2005ApJ...621L.137B. дои : 10.1086/429160. S2CID  15244154.
13. 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.
14. Клейтон, Р.Н.; Майеда, Т.К. (1989), «Классификация изотопов кислорода углеродистых хондритов», Тезисы докладов Лунной и планетарной научной конференции , 20 : 169, Бибкод : 1989LPI....20..169C
15. Влоцка, Ф. (июль 1993 г.), «Шкала выветривания обычных хондритов», Meteoritics , 28 (3): 460, Bibcode : 1993Metic..28Q.460W
16. Штёффлер, Дитер; Кейл, Клаус; Эдвард Р.Д., Скотт (декабрь 1991 г.). «Ударный метаморфизм обыкновенных хондритов». Geochimica et Cosmochimica Acta . 55 (12): 3845–3867. Бибкод : 1991GeCoA..55.3845S. дои : 10.1016/0016-7037(91)90078-J .
17. «Типы метеоритов». Метеоритный рынок . Архивировано из оригинала 9 марта 2021 года . Проверено 18 апреля 2009 г.
18. Нортон, Орегон и Читвуд, Лос-Анджелес Полевой справочник по метеорам и метеоритам, Springer-Verlag, Лондон, 2008 г.
19. Метеоритическая служба Новой Англии. «Метеорлаб». Архивировано из оригинала 21 февраля 2009 года . Проверено 22 апреля 2009 г.
20. Коротев, Рэнди. «Металл, железо и никель в метеоритах 1». .meteorites.wustl.edu . Вашингтонский университет в Сент-Луисе . Архивировано из оригинала 2 июля 2019 года . Проверено 1 июля 2010 г.
21. Интернет-энциклопедия науки. «углистый хондрит». Архивировано из оригинала 8 февраля 2006 года . Проверено 26 апреля 2009 г.
22. Аарон С. Бертон; Джейми Э. Элсила; Джейсон Э. Хейн; Дэниел П. Главин; Джейсон П. Дворкин (март 2013 г.). «Внеземные аминокислоты, идентифицированные в богатых металлами углеродистых хондритах CH и CB из Антарктиды». Метеоритика и планетология . 48 (3): 390–402. Бибкод : 2013M&PS...48..390B. дои : 10.1111/maps.12063. hdl : 2060/20130014351 . S2CID  59928474.
23. Эндрю М. Дэвис; Лоуренс Гроссман; Р. Ганапати (1977). «Да, Какангари — уникальный хондрит». Природа . 265 (5591): 230–232. Бибкод : 1977Natur.265..230D. дои : 10.1038/265230a0. S2CID  4295051. 0028-0836, 230–232.
24. Майкл К. Вайсберга; Мартин Принца; Роберт Н. Клейтонb; Тошико К. Майедаб; 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.
25. "Группа R (Румурутиитес)" . Метеориты.тв. Метеориты для науки, образования и коллекционеров . Архивировано из оригинала 18 апреля 2013 года . Проверено 28 апреля 2009 г.
26. Гревесс и Соваль (2005) в Энциклопедии астрономии и астрофизики, IOP Publishing, Ltd.
27. «Геология астероидов: Вода». Музей метеоритов. Университет Нью-Мексико. Институт метеоритики. Архивировано из оригинала 15 декабря 2012 года . Проверено 28 апреля 2009 г.
28. Дрейк, Майкл Дж.; Райтер, Кевин (2001). «Откуда взялась вода на Земле?». Ежегодное собрание GSA . 109 . Архивировано из оригинала 5 ноября 2018 года . Проверено 24 марта 2013 г.
29. 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.
30. 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).
31. Хайман Хартман; Майкл А. Суини; Майкл А. Кропп; Джон С. Льюис (1993). «Углистые хондриты и происхождение жизни». Происхождение жизни и эволюция биосфер . 23 (4): 221–227. Бибкод : 1993OLEB...23..221H. дои : 10.1007/BF01581900. ISSN  0169-6149. S2CID  2045303.
32. Квенволден, Кейт А.; Лоулесс, Джеймс; Перинг, Кэтрин; Петерсон, Этта; Флорес, Хосе; Поннамперума, Сирил ; Каплан, Исаак Р.; Мур, Карлтон (1970). «Доказательства наличия внеземных аминокислот и углеводородов в метеорите Мерчисон». Природа . 228 (5275): 923–926. Бибкод : 1970Natur.228..923K. дои : 10.1038/228923a0. PMID  5482102. S2CID  4147981. Архивировано из оригинала 12 ноября 2021 года . Проверено 24 марта 2013 г.
33. Институт науки Карнеги (13 марта 2008 г.). «Метеориты — богатый источник первозданного супа». Архивировано из оригинала 29 июля 2020 года . Проверено 30 апреля 2009 г.

Внешние ссылки

• Музей естественной истории, каталог метеоритов. Архивировано 12 марта 2008 г. в Wayback Machine.
• Статьи о метеоритах, включая обсуждения хондритов в Planetary Science Research Discoveries.
• Британское и Ирландское метеоритное общество
• Изображения хондрита из метеоритов Австралии