stringtranslate.com

Хондрит

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 найденный, 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:

Примером этой группы является метеорит NWA 869.

Углеродистые 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:


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:

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:

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:

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 (включающая 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 Новом морском музее Смитсоновского института .

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

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. ^ ab 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, Лорка 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. ^ аб 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. ^ аб 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. ^ ab "Типы метеоритов". Рынок метеоритов . Архивировано из оригинала 9 марта 2021 г. Получено 18 апреля 2009 г.
  19. ^ abc 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

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Хондритовые метеориты» .