Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Содержание
Введение
Класс каменистых метеоритов, состоящих из округлых зерен.
Class of stony meteorites made of round grains
Хондрит /'//k//Q//n//d//r//ai//t/ – это каменистый (неметаллический) метеорит, который не подвергался изменениям в результате плавления или дифференциации родительского тела. Они формируются, когда различные типы пыли и мелких зерен в ранней Солнечной системе аккрецировали, образуя примитивные астероиды. Некоторые из этих тел, захваченные гравитационным полем планеты, становятся наиболее распространенным типом метеоритов, прибывающими к поверхности планеты (как быстро, так и после множества орбит). Оценки их вклада в общую популяцию метеоритов варьируются от 85,7% до 86,2%. Их изучение предоставляет важные сведения для понимания происхождения и возраста Солнечной системы, синтеза органических соединений, возникновения жизни и наличия воды на Земле. Одной из их характерных особенностей является наличие хондрул (от древнегреческого χόνδρος – зерно), представляющих собой округлые зерна, образовавшиеся в космосе в виде расплавленных или частично расплавленных капель различных минералов. Обычно хондрулы составляют от 20% до 80% объема хондрита. Хондриты можно отличить от железных метеоритов по их низкому содержанию железа и никеля. Неметаллические метеориты, лишенные хондрул, называются ахондритами и, как считается, сформировались позже хондритов. В настоящее время в мировых коллекциях насчитывается более 27 000 хондритов. Самый крупный из когда-либо найденных отдельных камней весом 1770 кг был частью метеоритного дождя в Цзилине в 1976 году. Падения хондритов варьируются от отдельных камней до исключительных дождей, состоящих из тысяч отдельных камней. Пример последнего произошел при падении в Холбруке в 1912 году, когда, по оценкам, около 14 000 камней упали на землю в северной Аризоне.
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.
История и происхождение
Хондриты образовались в результате аккреции частиц пыли и песка, присутствовавших в примитивной Солнечной системе, что привело к формированию астероидов более 4,54 миллиарда лет назад. Эти астероидные родительские тела хондритов представляли собой (или представляли собой ранее) небольшие и средние по размеру астероиды, которые никогда не входили в состав тел, достаточно крупных для плавления и планетарной дифференциации. Датирование по системе 206Pb/204Pb даёт оценку возраста в 4566,6 ± 1,0 млн лет, что согласуется с данными других геохронометров. Ещё одним свидетельством их возраста является то, что содержание нелетучих элементов в хондритах аналогично содержанию в атмосфере Солнца и других звёзд нашей галактики. Хотя хондритные астероиды никогда не нагревались до температуры плавления, исходя из их внутренних температур, многие из них достигли достаточно высоких температур, чтобы испытать значительный термический метаморфизм в своих недрах. Источником тепла, вероятнее всего, была энергия, выделявшаяся при распаде короткоживущих радиоизотопов (с периодом полураспада менее нескольких миллионов лет), присутствовавших в новообразованной Солнечной системе, особенно 26Al и 60Fe, хотя нагрев могли вызывать и столкновения с астероидами. Многие хондритные астероиды также содержали значительное количество воды, возможно, из-за аккреции льда вместе с каменистым материалом. В результате многие хондриты содержат гидратированные минералы, такие как глины, образовавшиеся в результате взаимодействия воды с горной породой на астероиде в процессе, известном как водное изменение. Кроме того, все хондритные астероиды подвергались воздействию ударных и шоковых процессов из-за столкновений с другими астероидами. Эти события вызывали разнообразные эффекты, от простого уплотнения до брекчирования, образования жил, локального плавления и формирования минералов высокого давления. В конечном итоге, в результате этих вторичных термических, водных и ударных процессов лишь немногие известные хондриты сохранили в нетронутом виде исходную пыль, хондрулы и включения, из которых они образовались.
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.
Характеристики
Среди компонентов, присутствующих в хондритах, наиболее заметны загадочные хондрулы – сферические объекты миллиметрового размера, образовавшиеся из свободно плавающих в космосе расплавленных или частично расплавленных капель; большинство хондрул богаты силикатными минералами оливином и пироксином. Хондриты также содержат тугоплавкие включения (включая Ca–Al включения), которые являются одними из самых древних объектов, сформировавшихся в Солнечной системе, частицы, богатые металлическим Fe Ni и сульфидами, а также отдельные зерна силикатных минералов. Остальная часть хондрита состоит из мелкозернистой (микрометрового размера или меньше) пыли, которая может присутствовать в качестве матрицы породы или формировать ободки или мантии вокруг отдельных хондрул и тугоплавких включений. В этой пыли содержатся досолнечные зерна, которые существовали до образования нашей Солнечной системы и возникли в других частях галактики. Хондрулы отличаются характерной текстурой, составом и минералогией, и вопрос об их происхождении до сих пор вызывает споры. Научное сообщество в целом соглашается с тем, что эти сферы образовались под действием ударной волны, прошедшей через Солнечную систему, однако причины возникновения этой ударной волны остаются предметом разногласий. В статье, опубликованной в 2005 году, было предложено, что гравитационная нестабильность газового диска, из которого сформировался Юпитер, породила ударную волну со скоростью более 10 км/с, что и привело к образованию хондрул.
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.
Классификация хондритов
Хондриты делятся примерно на 15 различных групп (см. Классификацию метеоритов) на основе их минералогии, общего химического состава и состава изотопов кислорода (см. ниже). Различные группы хондритов, вероятно, образовались на отдельных астероидах или группах связанных астероидов. Каждая группа хондритов характеризуется уникальным сочетанием хондрул, рефрактерных включений, матрицы (пыли) и других компонентов, а также типичным размером зерен. Другие способы классификации хондритов включают степень выветривания и ударного воздействия. Хондриты также классифицируются по петрологическому типу, который отражает степень их термической метаморфозы или водного изменения (им присваивается число от 1 до 7). Хондрулы в хондрите с типом "3" не подвергались изменениям. Более высокие числа указывают на возрастание степени термической метаморфозы до максимума 7, при котором хондрулы разрушены. Значения ниже 3 присваиваются хондритам, хондрулы которых были изменены под воздействием воды, вплоть до 1, где хондрулы полностью уничтожены этим процессом. Синтез различных схем классификации представлен в таблице ниже.
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
Тип Подтип Характерные особенности/Характеристика хондрул Обозначение
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
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
Обыкновенные хондриты
H Обильные H3–H3,9 Выраженные H4 Менее выраженные H5 Слабо выраженные H6 Расплавленные H7
L Обильные L3–L3,9 Выраженные L4 Менее выраженные L5 Слабо выраженные L6 Расплавленные L7
LL Обильные LL3–LL3,9 Выраженные LL4 Менее выраженные LL5 Слабо выраженные LL6 Расплавленные 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
Углеродистые хондриты
Ivuna Филлосиликаты, Магнетит CI
Mighei Филлосиликаты, Оливин CM1–CM2
Vigarano Оливины, богатые Fe, Ca минералами и Al CV2–CV3.3
Renazzo Филлосиликаты, Оливин, Пироксен, металлы CR
Ornans Оливин, Пироксен, металлы, Ca минералы и Al CO3–CO3.7
Karoonda Оливин, Ca минералы и Al CK
Bencubbin Пироксен, металлы CB
Loongana Хондрулы и CAI, металлы CL
High Iron Пироксен, металлы, Оливин CH
Tagish Lake Филлосиликаты, Магнетит, Ca Mg Fe карбонаты TAG
Kakangari type K
Rumurutiites Оливин, Пироксены, Плагиоклаз, Сульфиды 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
Энстатитные хондриты
Энстатитные хондриты (также известные как хондриты типа E) — редкая разновидность метеоритов, составляющая, по оценкам, всего около 2% от общего числа хондритов, достигающих Земли. На данный момент известно приблизительно 200 хондритов типа E.
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.
Обычные хондриты
Обычные хондриты являются самым распространенным типом метеоритов, падающих на Землю: около 80% всех метеоритов и более 90% хондритов – обычные хондриты. ), а также более мелкие хондрулы, чем у хондритов L и LL. Они состоят из бронзита, оливина, пироксена, плагиоклаза, металлов и сульфидов, и около 42% всех зарегистрированных падений обычных хондритов относятся к этой группе (см. Статистика падения метеоритов). Хондриты L характеризуются низким общим содержанием железа (включая 7–11% Fe–Ni по массе). Около 46% зарегистрированных падений обычных хондритов относятся к этой группе, что делает их наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Землю. Хондриты LL имеют низкое общее содержание железа и низкое содержание металла (3–5% Fe–Ni по массе, из которых 2% – металлический Fe), а также содержат бронзит, олигоклаз и оливин. Для них характерно наличие углеродных соединений, включая аминокислоты. Считается, что они сформировались на наибольшем расстоянии от Солнца среди всех хондритов, поскольку содержат наибольшую долю летучих соединений. Для них характерно большое количество пылевидной матрицы и изотопный состав кислорода, схожий с составом углеродистых хондритов, сильно восстановленный минеральный состав и высокое содержание металла (6–10% по объему), наиболее близкое к энстатитным хондритам, а также концентрации тугоплавких литофильных элементов, наиболее близкие к обычным хондритам. Многие другие их характеристики схожи с характеристиками хондритов O, E и C.
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.
Хондриты Румурути
Хондриты типа Rumuruti (R) — крайне редкая группа, для которой зафиксировано всего одно падение среди почти 900 задокументированных падений хондритов. Они обладают рядом свойств, общих с обычными хондритами, включая сходные типы хондрул, небольшое количество тугоплавких включений, близкий химический состав по большинству элементов и аномально высокое соотношение 17O/16O по сравнению с земными породами. Однако существуют значительные различия между R-хондритами и обычными хондритами: R-хондриты содержат гораздо больше пылевидного матричного вещества (около 50% породы); они значительно более окислены и содержат мало металлического Fe–Ni; их обогащение 17O выше, чем у обычных хондритов. Почти весь содержащийся в них металл окислен или представлен сульфидами. Количество хондрул в них меньше, чем в хондритах E, и, вероятно, они образовались из реголита астероида.
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.
Состав
Поскольку хондриты образовались из материала, сформировавшегося на самых ранних этапах истории Солнечной системы, и поскольку хондритные астероиды не подвергались плавлению, они обладают крайне примитивным составом. "Примитивный" в данном контексте означает, что содержание большинства химических элементов незначительно отличается от значений, определяемых спектроскопическими методами в фотосфере Солнца, которая, в свою очередь, должна достаточно точно отражать состав всей Солнечной системы (примечание: для сравнения газообразного объекта, такого как Солнце, и твердого тела, такого как хондрит, ученые выбирают один из элементов, формирующих породу, например кремний (Si), в качестве опорной точки и затем сравнивают соотношения. Так, атомное соотношение Mg/Si, измеренное в Солнце (1,07), идентично соотношению в хондритах CI). Хотя все хондритные составы можно считать примитивными, между различными группами существуют различия, как было описано выше. Хондриты CI, по-видимому, практически идентичны по составу Солнцу, за исключением элементов, формирующих газы (например, водорода (H), углерода (C), азота (N) и благородных газов: гелия (He), неона (Ne), аргона (Ar) и т.д.). Другие группы хондритов систематически отклоняются от солнечного состава (то есть, они фракционированы): на определенном этапе формирования многих хондритов частицы металла частично отделялись от частиц силикатных минералов. В результате, хондриты, происходящие от астероидов, которые не аккрецировали полный запас металла (например, L, LL и EL хондриты), обеднены всеми сидерофильными элементами, в то время как те, которые аккрецировали избыток металла (например, CH, CB и EH хондриты), обогащены ими по сравнению с Солнцем. Аналогичным образом, хотя точный механизм не до конца понятен, тугоплавкие элементы, такие как Ca и Al, отделялись от менее тугоплавких элементов, таких как Mg и Si, и не были равномерно представлены в каждом астероиде. Родительские тела многих групп углеродистых хондритов содержат избыточное количество зерен, богатых тугоплавкими элементами, в то время как у обыкновенных и энстатитных хондритов их содержание было недостаточным. Ни один из хондритов, за исключением группы CI, не сформировался с полным солнечным набором летучих элементов. В целом, степень обеднения соответствует летучести элемента, при этом наиболее летучие элементы наиболее сильно обеднены.
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.
Петрологические типы
Группа хондритов определяется по основным химическим, минералогическим и изотопным характеристикам (описанным выше). Степень воздействия вторичных процессов – теплового метаморфизма и водной переработки – на родительском астероиде характеризуется петрологическим типом, который обозначается числом после названия группы (например, хондрит LL5 относится к группе LL и имеет петрологический тип 5). Современная система классификации петрологических типов была разработана Ван Шмусом и Вудом в 1967 году. Предполагается, что часть воды на Земле могла быть занесена кометами и углеродистыми хондритами при их столкновении с поверхностью Земли.
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.
Происхождение жизни
Углеродные хондриты содержат более 600 органических соединений, которые были синтезированы в различных 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. Эти соединения можно разделить на три основные группы: фракция, не растворимая в хлороформе или метаноле, хлороформо-растворимые углеводороды и фракция, растворимая в метаноле (включая аминокислоты). По-видимому, первая фракция имеет происхождение из межзвездного пространства, а соединения, принадлежащие другим фракциям, образовались на планетоиде. Предполагается, что аминокислоты были синтезированы вблизи поверхности планетоида в результате радиолиза (диссоциации молекул, вызванной излучением) углеводородов и карбоната аммония в присутствии жидкой воды. Кроме того, углеводороды могли образоваться глубоко внутри планетоида в процессе, аналогичном процессу Фишера-Тропша. Эти условия могут быть аналогичны событиям, приведшим к возникновению жизни на Земле. Метеорит Мёрчисон был тщательно изучен; он упал в Австралии вблизи города, носящего его имя, 28 сентября 1969 года. Это метеорит класса CM2, содержащий распространенные аминокислоты, такие как глицин, аланин и глутаминовая кислота, а также более редкие, такие как изовалин и псевдолейцин. Два метеорита, собранные в Антарктиде в 1992 и 1995 годах, оказались богатыми аминокислотами, присутствующими в концентрациях 180 и 249 ppm (в то время как углеродные хондриты обычно содержат концентрации 15 ppm или меньше). Это может свидетельствовать о том, что органического материала в Солнечной системе больше, чем считалось ранее, и подтверждает идею о том, что органические соединения, присутствовавшие в первобытном бульоне, могли иметь внеземное происхождение.
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.