Дөңгелек түйіршіктерден тұратын тасты метеориттер классы
Chondrite
Көңіл бөліңіз: метеориттер – Құрамында тас, шаң және астероидтардың ерте кезеңдерінен қалған дәншіктерден тұратын хондриттер туралы маңызды ақпарат! 🚀🌍
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Дөңгелек дәншелерден тұратын тас метеориттерінің класы. Хондрит /'//k//Q//n//d//r//ai//t/ – тас (металл емес) метеорит, ол туған денесінің балқуы немесе дифференциациялануы нәтижесінде өзгермеген. Олар Күн жүйесінің ерте кезеңдеріндегі түрлі шаң мен ұсақ дәншелердің бірігуінен алғашқы астероидтардың пайда болуымен қатар құрылады. Планетаның гравитациялық тартылысына түскен кейбір денелер, планета бетіне қарай траекториямен (жылдам немесе көптеген айналымдардан кейін) келіп, ең көп кездесетін метеорит түріне айналады. Олардың метеориттердің жалпы санына үлесі 85,7%-дан 86,2%-ға дейін ауыспайды. Оларды зерттеу Күн жүйесінің пайда болуы мен жасын, органикалық қосылыстардың синтезін, тіршіліктің бастауын және Жерде судың болуын түсінуге маңызды ақпарат береді. Олардың ерекшеліктерінің бірі – хондрулдардың болуы (көне грек тілінен χόνδρος – дән), олар әртүрлі минералдардың балқыған немесе жартылай балқыған тамшылары түрінде ғарышта қалыптасқан дөңгелек дәншелер. Хондрулдар көлем бойынша хондриттің 20%-дан 80%-ын құрайды. Хондриттерді темір метеориттерден темір мен никельдің төмен мөлшерімен ажыратуға болады. Хондрулдары жоқ металл емес метеориттер ахондриттер деп аталады, олар хондриттерге қарағанда кейінірек пайда болған деп саналады. Қазіргі таңда әлемдік коллекцияларда 27 000-нан астам хондрит сақталған. 1976 жылы Жілін метеорит жауынынан табылған ең ірі жеке тас 1770 кг салмаққа ие. Хондриттердің құлауы бірнеше тастан бастап, мыңдаған тастардан тұратын ерекше жауынға дейін жетеді. Мұндай жағдайдың бір мысалы – 1912 жылы Холбрукта болған құлау, онда Солтүстік Аризонада шамамен 14 000 тас жерге түсті.
Class of stony meteorites made of round grains
A chondrite /'//k//Q//n//d//r//ai//t/ is a stony (non metallic) meteorite that has not been modified, by either melting or differentiation of the parent body. They are formed when various types of dust and small grains in the early Solar System accreted to form primitive asteroids. Some such bodies that are captured in the planet's gravity well become the most common type of meteorite by (whether quickly, or after many orbits) arriving on a trajectory toward the planet's surface. Estimates for their contribution to the total meteorite population vary between 85.7% and 86.2%. Their study provides important clues for understanding the origin and age of the Solar System, the synthesis of organic compounds, the origin of life and the presence of water on Earth. One of their characteristics is the presence of chondrules (from the Ancient Greek χόνδρος chondros, grain), which are round grains formed in space as molten or partially molten droplets of distinct minerals. Chondrules typically constitute between 20% and 80% of a chondrite by volume. Chondrites can be distinguished from iron meteorites by their low iron and nickel content. Non metallic meteorites that lack chondrules are achondrites, which are believed to have formed more recently than chondrites. There are currently over 27,000 chondrites in the world's collections. The largest individual stone ever recovered, weighing 1770 kg, was part of the Jilin meteorite shower of 1976. Chondrite falls range from single stones to extraordinary showers consisting of thousands of individual stones. An instance of the latter occurred in the Holbrook fall of 1912, in which an estimated 14,000 stones grounded in northern Arizona.
Шығуы мен тарихы
Хондриттер 4,54 миллиард жыл бұрын Күн жүйесінің бастапқы кезеңінде болған шаң мен ұсақ бөлшектердің бірігуінен пайда болды, бұл 4,54 миллиард жылдан астам уақыттан бері астероидтардың пайда болуына әкелді. Хондриттердің ата-аналық денелері – бұл ешқашан еріп, планеталық дифференциацияға ұшырамаған, шағын және орташа өлшемді астероидтер. 206Pb/204Pb әдісімен жасалған жас анықтамасы 4,566.6 ± 1.0 Ma шамасында, басқа хронометрлердің көрсеткіштерімен сәйкес келеді. Олардың жасын растайтын тағы бір көрсеткіш – хондриттердегі тұрақсыз элементтердің мөлшері, біздің галактикамыздағы Күн мен басқа жұлдыздардың атмосферасындағы мөлшерге ұқсас. Хондрит астероидтары ішкі температураның әсерінен ерімейтін болса да, олардың көпшілігі ішкі құрамында маңызды жылулық метаморфизмге ұшыраған температураға жетті. Жылудың көзі, ең алдымен, жаңадан пайда болған Күн жүйесінде болған, жартылай өмір сүру мерзімі бірнеше миллион жылдан аз қысқа өмір сүретін радиоизотоптардың (әсіресе 26Al және 60Fe) ыдырауынан туындаған энергия болды, бірақ астероидтарға соқтығысулар да қызуға себеп болуы мүмкін. Көптеген хондриттік астероидтарда судың көп мөлшері бар, бұл тас материалмен бірге мұздың бірігуінен туындаған болуы мүмкін. Осының салдарынан көптеген хондриттерде сулы минералдар, мысалы, саз текті минералдар бар, олар судың астероидтегі тау жыныстарымен әрекеттесуі нәтижесінде пайда болды, бұл процеске сулы өзгеріс деп аталады. Сонымен қатар, барлық хондриттік астероидтар басқа астероидтармен соқтығысудан туындаған соққылық және әсерлік процестерге ұшырады. Бұл оқиғалар қарапайым тығызданудан бастап, брекшиялардың, тамырлардың, жергілікті балқудың және жоғары қысымды минералдардың пайда болуына дейін әртүрлі әсерлерге әкелді. Осы екіншілік жылулық, сулы және соққылық процестердің жиынтық нәтижесі – қазіргі таңда белгілі хондриттердің тек бір бөлігі ғана бастапқы шаң, хондрулдар мен олардың пайда болған инклюзияларын өзгермеген күйде сақтап қалды.
Chondrites were formed by the accretion of particles of dust and grit present in the primitive Solar System which gave rise to asteroids over 4.54 billion years ago. These asteroid parent bodies of chondrites are (or were) small to medium sized asteroids that were never part of any body large enough to undergo melting and planetary differentiation. Dating using 206Pb/204Pb gives an estimated age of 4,566.6 ± 1.0 Ma, matching ages for other chronometers. Another indication of their age is the fact that the abundance of non volatile elements in chondrites is similar to that found in the atmosphere of the Sun and other stars in our galaxy. Although chondritic asteroids never became hot enough to melt based upon internal temperatures, many of them reached high enough temperatures that they experienced significant thermal metamorphism in their interiors. The source of the heat was most likely energy coming from the decay of short lived radioisotopes (half lives less than a few million years) that were present in the newly formed Solar System, especially 26Al and 60Fe, although heating may have been caused by impacts onto the asteroids as well. Many chondritic asteroids also contained significant amounts of water, possibly due to the accretion of ice along with rocky material. As a result, many chondrites contain hydrous minerals, such as clays, that formed when the water interacted with the rock on the asteroid in a process known as aqueous alteration. In addition, all chondritic asteroids were affected by impact and shock processes due to collisions with other asteroids. These events caused a variety of effects, ranging from simple compaction to brecciation, veining, localized melting, and formation of high pressure minerals. The net result of these secondary thermal, aqueous, and shock processes is that only a few known chondrites preserve in pristine form the original dust, chondrules, and inclusions from which they formed.
Сипаттамалары
Хондриттердің құрамындағы маңызды компоненттердің бірі – жұмбақ хондрулдар, миллиметрлік шар тәрізді денелер, олар ғарыш кеңістігінде еркін қалқып жүзген, балқыған немесе жартылай балқыған тамшылар түрінде пайда болған; көптеген хондрулдар оливин мен пироксен силикат минералдарына бай. Хондриттерде сондай-ақ Күн жүйесіндегі ең ерте пайда болған нысандардың бірі – отқа төзімді инклюзиялар (оның ішінде Ca–Al инклюзиялары), металдық Fe Ni және сульфидтерге бай бөлшектер, сондай-ақ силикат минералдарының жекелеген түйіршіктері де кездеседі. Хондриттердің қалған бөлігі ұсақ түйіршікті (микрометрлік немесе одан да кіші) шаңнан тұрады, ол тау жынысының матрицасы ретінде кездесуі мүмкін, немесе жеке хондрулдар мен отқа төзімді инклюзиялардың айналасында шеттер немесе қабықшалар түзеді. Осы шаңның ішінде Күн жүйесінің пайда болуына дейін қалыптасқан және галактиканың басқа бөліктерінде пайда болған Күнге дейінгі түйіршіктер бар. Хондрулдардың ерекше құрылымы, құрамы және минералогиясы бар, ал олардың пайда болуы әлі де ғылыми пікірталас нысаны болып табылады. Ғылыми қауым мұндай сфералар Күн жүйесі арқылы өткен соққы толқынының әсерінен пайда болды деген консенсусқа келгенімен, осы соққы толқынының себебіне қатысты әлі де келіспеушіліктер бар. 2005 жылы жарияланған мақалада Юпитерді қалыптастырған газды дискінің гравитациялық тұрақсыздығы 10 км/с жылдамдықпен соққы толқынын тудырды, нәтижесінде хондрулдар пайда болды деп жорамалданды.
Prominent among the components present in chondrites are the enigmatic chondrules, millimetre sized spherical objects that originated as freely floating, molten or partially molten droplets in space; most chondrules are rich in the silicate minerals olivine and pyroxene. Chondrites also contain refractory inclusions (including Ca–Al inclusions), which are among the oldest objects to form in the Solar System, particles rich in metallic Fe Ni and sulfides, and isolated grains of silicate minerals. The remainder of chondrites consists of fine grained (micrometre sized or smaller) dust, which may either be present as the matrix of the rock or may form rims or mantles around individual chondrules and refractory inclusions. Embedded in this dust are presolar grains, which predate the formation of our solar system and originated elsewhere in the galaxy. The chondrules have distinct texture, composition and mineralogy, and their origin continues to be the object of some debate. The scientific community generally accepts that these spheres were formed by the action of a shock wave that passed through the Solar System, although there is little agreement as to the cause of this shock wave. An article published in 2005 proposed that the gravitational instability of the gaseous disk that formed Jupiter generated a shock wave with a velocity of more than 10 km/s, which resulted in the formation of the chondrules.
Хондриттердің жіктелуі
Хондриттер минералогиясы, химиялық құрамы және оттегі изотоптарының құрамы негізінде шамамен 15 түрлі топқа бөлінеді (Метеориттер жіктемесін қараңыз). Хондриттердің әртүрлі топтары жеке астероидтардан немесе туысқан астероидтар тобынан пайда болған болуы мүмкін. Әрбір хондрит тобының хондрулалар, отқа төзімді инклюзиялар, матрица (тозаң) және басқа компоненттердің ерекше қоспасы мен сипаттамалық дән мөлшері болады. Хондриттерді жіктеудің басқа тәсілдеріне ауа райының әсері мен соққылар жатады. Хондриттерді петрологиялық типі бойынша да жіктеуге болады, бұл олардың жылулық метаморфозаға ұшыраған немесе сулы түрде өзгерген деңгейін көрсетеді (оларға 1 мен 7 арасындағы сан беріледі). "3" саны тағайындалған хондриттегі хондрулалар өзгертілмеген. Санның артуы термиялық метаморфозаның күшеюін білдіреді, ең жоғарысы 7, онда хондрулалар жойылған. 3-тен төмен сандар хондрулалары судың әсерінен өзгерген хондриттерге беріледі, ал 1-ге дейін хондрулалар осы өзгерістің салдарынан жойылған. Әртүрлі жіктеу схемаларының жиынтығы төмендегі кестеде келтірілген.
Chondrites are divided into about 15 distinct groups (see Meteorites classification) on the basis of their mineralogy, bulk chemical composition, and oxygen isotope compositions (see below). The various chondrite groups likely originated on separate asteroids or groups of related asteroids. Each chondrite group has a distinctive mixture of chondrules, refractory inclusions, matrix (dust), and other components and a characteristic grain size. Other ways of classifying chondrites include weathering and shock. Chondrites can also be categorized according to their petrologic type, which is the degree to which they were thermally metamorphosed or aqueously altered (they are assigned a number between 1 and 7). The chondrules in a chondrite that is assigned a "3" have not been altered. Larger numbers indicate an increase in thermal metamorphosis up to a maximum of 7, where the chondrules have been destroyed. Numbers lower than 3 are given to chondrites whose chondrules have been changed by the presence of water, down to 1, where the chondrules have been obliterated by this alteration. A synthesis of the various classification schemes is provided in the table below. Type Subtype Distinguishing features/Chondrule character Letter designation Enstatite chondrites Abundant E3, EH3, EL3 Distinct E4, EH4, EL4 Less distinct E5, EH5, EL5 Indistinct E6, EH6, EL6 Melted E7, EH7, EL7 Ordinary chondrites H Abundant H3–H3,9 Distinct H4 Less distinct H5 Indistinct H6 Melted H7 L Abundant L3–L3,9 Distinct L4 Less distinct L5 Indistinct L6 Melted L7 LL Abundant LL3–LL3,9 Distinct LL4 Less distinct LL5 Indistinct LL6 Melted LL7 Carbonaceous chondritesIvuna Phyllosilicates, Magnetite CI Mighei Phyllosilicates, Olivine CM1–CM2 Vigarano Olivines rich in Fe, Ca minerals and Al CV2–CV3.3 Renazzo Phyllosilicates, Olivine, Pyroxene, metals CR Ornans Olivine, Pyroxene, metals, Ca minerals and Al CO3–CO3.7 Karoonda Olivine, Ca minerals and Al CK Bencubbin Pyroxene, metals CB Loongana Chondrules and CAIs, metals CL High Iron Pyroxene, metals, Olivine CH Tagish Lake Phyllosilicates, Magnetite, Ca Mg Fe carbonates TAG Kakangari type K Rumurutiites Olivine, Pyroxenes, Plagioclase, Sulfides R
Түрі Төртүрлі түрі Ерекше белгілері/Хондрула сипаттамасы Әріптік белгілеу
Chondrites are divided into about 15 distinct groups (see Meteorites classification) on the basis of their mineralogy, bulk chemical composition, and oxygen isotope compositions (see below). The various chondrite groups likely originated on separate asteroids or groups of related asteroids. Each chondrite group has a distinctive mixture of chondrules, refractory inclusions, matrix (dust), and other components and a characteristic grain size. Other ways of classifying chondrites include weathering and shock. Chondrites can also be categorized according to their petrologic type, which is the degree to which they were thermally metamorphosed or aqueously altered (they are assigned a number between 1 and 7). The chondrules in a chondrite that is assigned a "3" have not been altered. Larger numbers indicate an increase in thermal metamorphosis up to a maximum of 7, where the chondrules have been destroyed. Numbers lower than 3 are given to chondrites whose chondrules have been changed by the presence of water, down to 1, where the chondrules have been obliterated by this alteration. A synthesis of the various classification schemes is provided in the table below. Type Subtype Distinguishing features/Chondrule character Letter designation Enstatite chondrites Abundant E3, EH3, EL3 Distinct E4, EH4, EL4 Less distinct E5, EH5, EL5 Indistinct E6, EH6, EL6 Melted E7, EH7, EL7 Ordinary chondrites H Abundant H3–H3,9 Distinct H4 Less distinct H5 Indistinct H6 Melted H7 L Abundant L3–L3,9 Distinct L4 Less distinct L5 Indistinct L6 Melted L7 LL Abundant LL3–LL3,9 Distinct LL4 Less distinct LL5 Indistinct LL6 Melted LL7 Carbonaceous chondritesIvuna Phyllosilicates, Magnetite CI Mighei Phyllosilicates, Olivine CM1–CM2 Vigarano Olivines rich in Fe, Ca minerals and Al CV2–CV3.3 Renazzo Phyllosilicates, Olivine, Pyroxene, metals CR Ornans Olivine, Pyroxene, metals, Ca minerals and Al CO3–CO3.7 Karoonda Olivine, Ca minerals and Al CK Bencubbin Pyroxene, metals CB Loongana Chondrules and CAIs, metals CL High Iron Pyroxene, metals, Olivine CH Tagish Lake Phyllosilicates, Magnetite, Ca Mg Fe carbonates TAG Kakangari type K Rumurutiites Olivine, Pyroxenes, Plagioclase, Sulfides R
Энстатит хондриттері Молы E3, EH3, EL3
Ерекше E4, EH4, EL4
Кем ерекше E5, EH5, EL5
Мүлдем ерекше емес E6, EH6, EL6
Еріген E7, EH7, EL7
Chondrites are divided into about 15 distinct groups (see Meteorites classification) on the basis of their mineralogy, bulk chemical composition, and oxygen isotope compositions (see below). The various chondrite groups likely originated on separate asteroids or groups of related asteroids. Each chondrite group has a distinctive mixture of chondrules, refractory inclusions, matrix (dust), and other components and a characteristic grain size. Other ways of classifying chondrites include weathering and shock. Chondrites can also be categorized according to their petrologic type, which is the degree to which they were thermally metamorphosed or aqueously altered (they are assigned a number between 1 and 7). The chondrules in a chondrite that is assigned a "3" have not been altered. Larger numbers indicate an increase in thermal metamorphosis up to a maximum of 7, where the chondrules have been destroyed. Numbers lower than 3 are given to chondrites whose chondrules have been changed by the presence of water, down to 1, where the chondrules have been obliterated by this alteration. A synthesis of the various classification schemes is provided in the table below. Type Subtype Distinguishing features/Chondrule character Letter designation Enstatite chondrites Abundant E3, EH3, EL3 Distinct E4, EH4, EL4 Less distinct E5, EH5, EL5 Indistinct E6, EH6, EL6 Melted E7, EH7, EL7 Ordinary chondrites H Abundant H3–H3,9 Distinct H4 Less distinct H5 Indistinct H6 Melted H7 L Abundant L3–L3,9 Distinct L4 Less distinct L5 Indistinct L6 Melted L7 LL Abundant LL3–LL3,9 Distinct LL4 Less distinct LL5 Indistinct LL6 Melted LL7 Carbonaceous chondritesIvuna Phyllosilicates, Magnetite CI Mighei Phyllosilicates, Olivine CM1–CM2 Vigarano Olivines rich in Fe, Ca minerals and Al CV2–CV3.3 Renazzo Phyllosilicates, Olivine, Pyroxene, metals CR Ornans Olivine, Pyroxene, metals, Ca minerals and Al CO3–CO3.7 Karoonda Olivine, Ca minerals and Al CK Bencubbin Pyroxene, metals CB Loongana Chondrules and CAIs, metals CL High Iron Pyroxene, metals, Olivine CH Tagish Lake Phyllosilicates, Magnetite, Ca Mg Fe carbonates TAG Kakangari type K Rumurutiites Olivine, Pyroxenes, Plagioclase, Sulfides R
Қалыпты хондриттер
H Молы H3–H3,9
Ерекше H4
Кем ерекше H5
Мүлдем ерекше емес H6
Еріген H7
L Молы L3–L3,9
Ерекше L4
Кем ерекше L5
Мүлдем ерекше емес L6
Еріген L7
LL Молы LL3–LL3,9
Ерекше LL4
Кем ерекше LL5
Мүлдем ерекше емес LL6
Еріген LL7
Chondrites are divided into about 15 distinct groups (see Meteorites classification) on the basis of their mineralogy, bulk chemical composition, and oxygen isotope compositions (see below). The various chondrite groups likely originated on separate asteroids or groups of related asteroids. Each chondrite group has a distinctive mixture of chondrules, refractory inclusions, matrix (dust), and other components and a characteristic grain size. Other ways of classifying chondrites include weathering and shock. Chondrites can also be categorized according to their petrologic type, which is the degree to which they were thermally metamorphosed or aqueously altered (they are assigned a number between 1 and 7). The chondrules in a chondrite that is assigned a "3" have not been altered. Larger numbers indicate an increase in thermal metamorphosis up to a maximum of 7, where the chondrules have been destroyed. Numbers lower than 3 are given to chondrites whose chondrules have been changed by the presence of water, down to 1, where the chondrules have been obliterated by this alteration. A synthesis of the various classification schemes is provided in the table below. Type Subtype Distinguishing features/Chondrule character Letter designation Enstatite chondrites Abundant E3, EH3, EL3 Distinct E4, EH4, EL4 Less distinct E5, EH5, EL5 Indistinct E6, EH6, EL6 Melted E7, EH7, EL7 Ordinary chondrites H Abundant H3–H3,9 Distinct H4 Less distinct H5 Indistinct H6 Melted H7 L Abundant L3–L3,9 Distinct L4 Less distinct L5 Indistinct L6 Melted L7 LL Abundant LL3–LL3,9 Distinct LL4 Less distinct LL5 Indistinct LL6 Melted LL7 Carbonaceous chondritesIvuna Phyllosilicates, Magnetite CI Mighei Phyllosilicates, Olivine CM1–CM2 Vigarano Olivines rich in Fe, Ca minerals and Al CV2–CV3.3 Renazzo Phyllosilicates, Olivine, Pyroxene, metals CR Ornans Olivine, Pyroxene, metals, Ca minerals and Al CO3–CO3.7 Karoonda Olivine, Ca minerals and Al CK Bencubbin Pyroxene, metals CB Loongana Chondrules and CAIs, metals CL High Iron Pyroxene, metals, Olivine CH Tagish Lake Phyllosilicates, Magnetite, Ca Mg Fe carbonates TAG Kakangari type K Rumurutiites Olivine, Pyroxenes, Plagioclase, Sulfides R
Көміртек хондриттері
Ivuna Филлосиликаттар, Магнетит CI
Mighei Филлосиликаттар, Оливин CM1–CM2
Vigarano Fe, Ca минералдары мен Al-ға бай Оливин CV2–CV3.3
Renazzo Филлосиликаттар, Оливин, Пироксен, металдар CR
Ornans Оливин, Пироксен, металдар, Ca минералдары және Al CO3–CO3.7
Karoonda Оливин, Ca минералдары және Al CK
Bencubbin Пироксен, металдар CB
Loongana Хондрулалар мен CAIs, металдар CL
High Iron Пироксен, металдар, Оливин CH
Tagish Lake Филлосиликаттар, Магнетит, Ca Mg Fe карбонаттары TAG
Kakangari типі K
Rumurutiites Оливин, Пироксендер, Плагиоклаз, Сульфидтер R
Chondrites are divided into about 15 distinct groups (see Meteorites classification) on the basis of their mineralogy, bulk chemical composition, and oxygen isotope compositions (see below). The various chondrite groups likely originated on separate asteroids or groups of related asteroids. Each chondrite group has a distinctive mixture of chondrules, refractory inclusions, matrix (dust), and other components and a characteristic grain size. Other ways of classifying chondrites include weathering and shock. Chondrites can also be categorized according to their petrologic type, which is the degree to which they were thermally metamorphosed or aqueously altered (they are assigned a number between 1 and 7). The chondrules in a chondrite that is assigned a "3" have not been altered. Larger numbers indicate an increase in thermal metamorphosis up to a maximum of 7, where the chondrules have been destroyed. Numbers lower than 3 are given to chondrites whose chondrules have been changed by the presence of water, down to 1, where the chondrules have been obliterated by this alteration. A synthesis of the various classification schemes is provided in the table below. Type Subtype Distinguishing features/Chondrule character Letter designation Enstatite chondrites Abundant E3, EH3, EL3 Distinct E4, EH4, EL4 Less distinct E5, EH5, EL5 Indistinct E6, EH6, EL6 Melted E7, EH7, EL7 Ordinary chondrites H Abundant H3–H3,9 Distinct H4 Less distinct H5 Indistinct H6 Melted H7 L Abundant L3–L3,9 Distinct L4 Less distinct L5 Indistinct L6 Melted L7 LL Abundant LL3–LL3,9 Distinct LL4 Less distinct LL5 Indistinct LL6 Melted LL7 Carbonaceous chondritesIvuna Phyllosilicates, Magnetite CI Mighei Phyllosilicates, Olivine CM1–CM2 Vigarano Olivines rich in Fe, Ca minerals and Al CV2–CV3.3 Renazzo Phyllosilicates, Olivine, Pyroxene, metals CR Ornans Olivine, Pyroxene, metals, Ca minerals and Al CO3–CO3.7 Karoonda Olivine, Ca minerals and Al CK Bencubbin Pyroxene, metals CB Loongana Chondrules and CAIs, metals CL High Iron Pyroxene, metals, Olivine CH Tagish Lake Phyllosilicates, Magnetite, Ca Mg Fe carbonates TAG Kakangari type K Rumurutiites Olivine, Pyroxenes, Plagioclase, Sulfides R
Энстатиттік хондриттер
Энстатиттік хондриттер (сонымен қатар Е типіндегі хондриттер деп те аталады) – Жерге түсетін хондриттердің шамамен 2% ғана құрайтын сирек кездесетін метеориттер түрі. Қазірге дейін 200-ге жуық Е типіндегі хондрит белгілі.
Enstatite chondrites (also known as E type chondrites) are a rare form of meteorite thought to comprise only about 2% of the chondrites that fall to Earth. Only about 200 E Type chondrites are currently known.
Қарапайым хондриттер
Кәдімгі хондриттер Жерге түсетін метеориттердің ең көп таралған түрі болып табылады: барлық метеориттердің шамамен 80%-ы және хондриттердің 90%-дан астамы – кәдімгі хондриттер. ), сондай-ақ L және LL хондриттерінен кіші хондрулалар. Олар бронзиттен, оливинден, пироксеннен, плагиоклаздан, металдардан және сульфидтерден тұрады, ал кәдімгі хондриттердің ~42% осы топқа жатады (Метеорит құлау статистикасын қараңыз). L хондриттерінің жалпы темір мөлшері төмен (оның ішінде массасы бойынша 7–11% Fe–Ni металл). Кәдімгі хондриттердің ~46% осы топқа жатады, бұл оларды Жерге түсетін ең көп таралған метеориттер етеді. LL хондриттерінің жалпы темір және металл мөлшері төмен (массасы бойынша 3–5% Fe–Ni металл, оның 2% металл Fe), сондай-ақ олар бронзит, олигоклаз және оливин қамтиды. Олардың құрамында көміртекті қосылыстар, оның ішінде аминқышқылдары бар. Олардың құрамындағы ұшқыш заттардың ең жоғары үлесіне байланысты, олар күннен ең алыс қалыптасқан хондриттер саналады. Оларға шаңды матрицаның көп мөлшері және көміртекті хондриттерге ұқсас оттегі изотоптарының құрамы, өте төмен минералдық құрамы және энстатит хондриттеріне ұқсас жоғары металл мөлшері (көлем бойынша 6%-дан 10%-ға дейін) және кәдімгі хондриттерге ұқсас отқа төзімді литофильді элементтердің шоғырлануы тән. Олардың көптеген басқа да сипаттамалары O, E және C хондриттеріне ұқсас.
Ordinary chondrites are by far the most common type of meteorite to fall to Earth: about 80% of all meteorites and over 90% of chondrites are ordinary chondrites. ), and smaller chondrules than L and LL chondrites. They are formed of bronzite, olivine, pyroxene, plagioclase, metals and sulfides and ~42% of ordinary chondrite falls belong to this group (see Meteorite fall statistics). L chondrites have low total iron contents (including 7–11% Fe–Ni metal by mass). ~46% of ordinary chondrite falls belong to this group, which makes them the most common type of meteorite to fall on Earth. LL chondrites have low total iron and low metal contents (3–5% Fe–Ni metal by mass of which 2% is metallic Fe and they also contain bronzite, oligoclase and olivine). They are characterized by the presence of carbon compounds, including amino acids. They are thought to have been formed the farthest from the sun of any of the chondrites as they have the highest proportion of volatile compounds. They are characterized by large amounts of dusty matrix and oxygen isotope compositions similar to carbonaceous chondrites, highly reduced mineral compositions and high metal abundances (6% to 10% by volume) that are most like enstatite chondrites, and concentrations of refractory lithophile elements that are most like ordinary chondrites. Many of their other characteristics are similar to the O, E and C chondrites.
Румурути хондриттері
Румурути (R) типті хондриттер өте сирек кездесетін топ, 900-ге жуық тіркелген хондрит құлауларының ішінде тек біреуі ғана құлап түскені құжатталған. Олардың қарапайым хондриттермен ортақ қасиеттері бар, оның ішінде ұқсас хондрул түрлері, аздаған отқа төзімді инклюзиялар, көптеген элементтердің ұқсас химиялық құрамы және 17O/16O қатынасы Жер бетіндегі тастармен салыстырғанда айқын жоғары. Дегенмен, R хондриттері мен қарапайым хондриттер арасында маңызды айырмашылықтар бар: R хондриттерінде әлдеқайда көп шаңды матрицалық материал бар (тастың шамамен 50 пайызы); олар күшті тотыққан, құрамында аз мөлшерде металл Fe–Ni бар; және олардың 17O-мен байытылуы қарапайым хондриттерге қарағанда жоғары. Олардың барлық металлының дерлік бөлігі тотыққан немесе сульфидтер түрінде кездеседі. Оларда E хондриттеріне қарағанда аз хондрулдар бар және олар астероидтің реголитінен шыққан болуы мүмкін.
Rumuruti (R) type chondrites are a very rare group, with only one documented fall out of almost 900 documented chondrite falls. They have a number of properties in common with ordinary chondrites, including similar types of chondrules, few refractory inclusions, similar chemical composition for most elements, and the fact that 17O/16O ratios are anomalously high compared to Earth rocks. However, there are significant differences between R chondrites and ordinary chondrites: R chondrites have much more dusty matrix material (about 50% of the rock); they are much more oxidized, containing little metallic Fe–Ni; and their enrichments in 17O are higher than those of ordinary chondrites. Nearly all the metal they contain is oxidized or in the form of sulfides. They contain fewer chondrules than the E chondrites and appear to come from an asteroid's regolith.
Құрамы
Хондриттер Күн жүйесінің өте ерте кезеңінде пайда болған материалдан жиналғандықтан және хондритті астероидтар балқымағандықтан, олардың құрамы өте бастапқы болып табылады. "Бастапқы" термині осы мағынада қолданылады, яғни химиялық элементтердің көпшілігінің мөлшері спектроскопиялық әдістермен өлшенген Күннің фотосферасындағы мөлшерлерден айтарлықтай ерекшеленбейді, ал ол Күн жүйесінің толыққанды өкілі болуы керек (ескерту: Күн сияқты газ тәрізді нысан мен хондрит сияқты тас арасындағы мұндай салыстыру жасау үшін ғалымдар сілтемелік нүкте ретінде кремний (Si) сияқты тас құраушы элементті таңдайды, содан кейін қатынастарды салыстырады. Осылайша, Күнде өлшенген Mg/Si атомдық қатынасы (1,07) CI хондриттерінде өлшенгенмен сәйкес келеді). Барлық хондриттердің құрамын бастапқы деп санауға болатын болса да, жоғарыда айтылғандай, әртүрлі топтар арасында айырмашылықтар бар. CI хондриттері газ түзетін элементтерден басқа (мысалы, сутек (H), көміртек (C), азот (N) және инертті газдар: гелий (He), неон (Ne), аргон (Ar) және т.б.) барлық құрамы бойынша Күнге ұқсас көрінеді. Басқа хондрит топтары күн құрамынан ерекшеленеді (яғни, олардың құрамы өзгерген) өте жүйелі түрде: Көптеген хондриттердің қалыптасуы кезінде металл бөлшектері силикатты минералдар бөлшектерінен ішінара бөлініп шықты. Нәтижесінде, металлдың толық мөлшері жетіспейтін астероидтардан (мысалы, L, LL және EL хондриттері) алынған хондриттерде сидерофильді элементтердің барлығы жетіспейді, ал металлдың артық мөлшері бар астероидтардан (мысалы, CH, CB және EH хондриттері) алынған хондриттерде олар Күнмен салыстырғанда байытылған. Сол сияқты, нақты процесі толыққанды түсінілмесе де, Ca және Al сияқты жоғары температураға төзімді элементтер Mg және Si сияқты төмен температураға төзімді элементтерден бөлініп, әр астероидтың бірдей мөлшерде үлгісі алынбады. Көптеген көміртекті хондриттер тобының аналық денелерінде жоғары температураға төзімді элементтерге бай, ал қарапайым және энстатиттік хондриттерде олар жетіспейді. CI тобынан басқа ешбір хондрит толық, ұшпа элементтердің Күндегідей мөлшерімен қалыптасқан жоқ. Жалпы алғанда, сарқылу деңгейі ұшпалық дәрежесіне сәйкес келеді, яғни ең ұшпа элементтер ең көп сарқылады.
Because chondrites accumulated from material that formed very early in the history of the Solar System, and because chondritic asteroids did not melt, they have very primitive compositions. "Primitive," in this sense, means that the abundances of most chemical elements do not differ greatly from those that are measured by spectroscopic methods in the photosphere of the sun, which in turn should be well representative of the entire Solar System (note: to make such a comparison between a gaseous object like the sun and a rock like a chondrite, scientists choose one rock forming element, such as silicon (Si), to use as a reference point, and then compare ratios. Thus, the atomic ratio of Mg/Si measured in the sun (1.07) is identical to that measured in CI chondrites). Although all chondrite compositions can be considered primitive, there is variation among the different groups, as discussed above. CI chondrites seem to be nearly identical in composition to the sun for all but the gas forming elements (e. g., hydrogen (H), carbon (C), nitrogen (N), and noble gases: helium (He), neon (Ne), argon (Ar) etc.). Other chondrite groups deviate from the solar composition (i. e., they are fractionated) in highly systematic ways:
At some point during the formation of many chondrites, particles of metal became partially separated from particles of silicate minerals. As a result, chondrites coming from asteroids that did not accrete with their full complement of metal (e. g., L, LL, and EL chondrites) are depleted in all siderophile elements, whereas those that accreted too much metal (e. g., CH, CB, and EH chondrites) are enriched in these elements compared to the sun. In a similar manner, although the exact process is not very well understood, highly refractory elements like Ca and Al became separated from less refractory elements like Mg and Si, and were not uniformly sampled by each asteroid. The parent bodies of many groups of carbonaceous chondrites contain over sampled grains rich in refractory elements, whereas those of ordinary and enstatite chondrites were deficient in them. No chondrites except the CI group formed with a full, solar complement of volatile elements. In general, the level of depletion corresponds to the degree of volatility, where the most volatile elements are most depleted.
Петрологиялық түрлері
Хондриттің тобы оның негізгі химиялық, минералогиялық және изотоптық ерекшеліктерімен анықталады (жоғарыда). Оның аталық астероидтегі жылулық метаморфизм және сулы өзгерістердің екіншілік процестеріне қаншалықты ұшырағаны оның петрологиялық типімен көрсетіледі, ол топ атынан кейін сан түрінде беріледі (мысалы, LL5 хондриті LL тобына жатады және 5 петрологиялық типіне ие). Петрологиялық типтерді сипаттаудың қазіргі жүйесі 1967 жылы Ван Шмус және Вуд есімді ғалымдар тарапынан жасалған. Жердегі судың бір бөлігі кометалар мен көміртекті хондриттердің Жер бетіне соқтығысуы нәтижесінде пайда болған болуы мүмкін деп саналады.
A chondrite's group is determined by its primary chemical, mineralogical, and isotopic characteristics (above). The degree to which it has been affected by the secondary processes of thermal metamorphism and aqueous alteration on the parent asteroid is indicated by its petrologic type, which appears as a number following the group name (e. g., an LL5 chondrite belongs to the LL group and has a petrologic type of 5). The current scheme for describing petrologic types was devised by Van Schmus and Wood in 1967. It is thought possible that a proportion of the water present on the Earth comes from the impact of comets and carbonaceous chondrites with the Earth's surface.
Өмірдің пайда болуы
Көміртекті хондриттерде 600-дан астам органикалық қосылыстар бар, олар әртүрлі орындарда және әртүрлі уақыттарда синтезделген. Бұл органикалық қосылыстарға мыналар жатады: көмірсутектер, карбон қышқылы, спирттер, кетондар, альдегидтер, аминдер, амидтер, сульфон қышқылы, фосфон қышқылы, амин қышқылы, азотты негіздер және т.б. Бұл қосылыстарды үш негізгі топқа бөлуге болады: хлороформ немесе метанолда ермейтін фракция, хлороформда ерітілетін көмірсутектер және метанолда ерітілетін фракция (амин қышқылдарын қамтиды). Бірінші фракция жұлдызаралық кеңістіктен шыққан болуы мүмкін, ал қалған фракцияларға жататын қосылыстар планетоидтан алынған. Амин қышқылы планетоидтың бетіне жақын жерде, сұйық судың қатысуымен көмірсутектер мен аммоний карбонатының радиологиясы (сәулеленуден туындаған молекулалардың ыдырауы) арқылы синтезделген деп болжанады. Сонымен қатар, көмірсутектер планетоидтың тереңінен Фишер-Тропш процесіне ұқсас процесс арқылы пайда болуы мүмкін. Бұл жағдайлар Жердегі тіршіліктің пайда болуына себеп болған оқиғаларға ұқсас болуы мүмкін. Мерчисон метеориті жан-жақты зерттелді; ол 1969 жылдың 28 қыркүйегінде Австралияда, оның атын алған қаланың жанында құлады. Ол CM2 типіне жатады және глицин, аланин және глутамин қышқылы сияқты кең таралған амин қышқылдарын, сондай-ақ изовалин және псевдолейцин сияқты сирек кездесетін амин қышқылдарын қамтиды. 1992 және 1995 жылдары Антарктидадан жиналған екі метеоритте амин қышқылының көп мөлшерде екені анықталды, олардың концентрациясы 180 және 249 ppm құрайды (көміртекті хондриттерде әдетте 15 ppm немесе одан аз концентрация болады). Бұл Күн жүйесінде органикалық заттар бұрын ойлағаннан гөрі көп болуы мүмкін екенін көрсетеді және алғашқы сорпаның құрамындағы органикалық қосылыстардың жерден тыс пайда болуы мүмкін деген пікірді нығайтады.
Carbonaceous chondrites contain more than 600 organic compounds that were synthesized in distinct places and at distinct times. These organic compounds include: hydrocarbons, carboxylic acids, alcohols, ketones, aldehydes, amines, amides, sulfonic acids, phosphonic acids, amino acids, nitrogenous bases, etc. These compounds can be divided into three main groups: a fraction that is not soluble in chloroform or methanol, chloroform soluble hydrocarbons and a fraction that is soluble in methanol (which includes the amino acids). The first fraction appears to originate from interstellar space and the compounds belonging to the other fractions derive from a planetoid. It has been proposed that the amino acids were synthesized close to the surface of a planetoid by the radiolysis (dissociation of molecules caused by radiation) of hydrocarbons and ammonium carbonate in the presence of liquid water. In addition, the hydrocarbons could have formed deep within a planetoid by a process similar to the Fischer–Tropsch process. These conditions could be analogous to the events that caused the origin of life on Earth. The Murchison meteorite has been thoroughly studied; it fell in Australia close to the town that bears its name on 28 September 1969. It is a CM2 and it contains common amino acids such as glycine, alanine and glutamic acid as well as other less common ones such as isovaline and pseudo leucine. Two meteorites that were collected in Antarctica in 1992 and 1995 were found to be abundant in amino acids, which are present at concentrations of 180 and 249 ppm (carbonaceous chondrites normally contain concentrations of 15 ppm or less). This could indicate that organic material is more abundant in the Solar System than was previously believed, and it reinforces the idea that the organic compounds present in the primordial soup could have had an extraterrestrial origin.