Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлен из типа Petrologic )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Чтобы узнать о следах ископаемых ихногенов, см. Хондриты (род) .
Не путать с хондродитом .

Хондрит
-  Тип  -
NWA869Meteorite.jpg
Образец хондрита NWA 869 (тип L4-6), демонстрирующий хондры и металлические чешуйки.
Композиционный типКаменистый
Родительский органМелкие и средние астероиды, которые никогда не были частью тела, достаточно большого, чтобы претерпеть плавление и планетарную дифференциацию.
Петрологический тип3–6
Всего известных экземпляровБолее 27000

Хондритом / к ɒ п д т aɪ т / является каменистых (не металлический ) Метеорит , который не был изменен, либо плавления или дифференциации от материнского организма . [a] [1] Они образуются, когда различные типы пыли и мелких частиц в ранней Солнечной системе срастались, образуя примитивные астероиды . Некоторые такие тела, захваченные гравитационным колодцем планетыстановятся наиболее распространенным типом метеорита (быстро или после многих орбит), прибывая по траектории к поверхности Земли. Оценки их вклада в общую популяцию метеоритов варьируются от 85,7% [2] до 86,2%. [3]

Их исследование дает важные ключи к пониманию происхождения и возраста Солнечной системы , синтеза органических соединений , происхождения жизни и наличия воды на Земле . Одной из их характеристик является наличие хондр , которые представляют собой круглые зерна, образованные отдельными минералами, которые обычно составляют от 20% до 80% хондрита по объему. [4]

Хондриты можно отличить от железных метеоритов из-за низкого содержания в них железа и никеля. Другие неметаллические метеориты, ахондриты , в которых отсутствуют хондры, образовались совсем недавно. [5]

В настоящее время в мировых коллекциях насчитывается более 27 000 хондритов. Самый крупный из когда-либо извлеченных камней весом 1770 кг был частью метеоритного дождя Цзилинь в 1976 году. Диапазон хондритовых водопадов варьируется от отдельных камней до необычных ливней, состоящих из тысяч отдельных камней. Пример последнего произошел осенью 1912 года в Холбруке , когда около 14 000 камней были брошены на мель в северной Аризоне .

Происхождение и история [ править ]

Хондриты образовались в результате аккреции частиц пыли и песка, присутствовавших в примитивной Солнечной системе, которая дала начало астероидам более 4,54 миллиарда лет назад. Эти астероидные родительские тела хондритов являются (или были) астероидами малого и среднего размера , которые никогда не были частью какого-либо тела, достаточно большого, чтобы претерпеть плавление и планетарную дифференциацию . Знакомства с использованием 206 Pb / 204 Pb дает оценочный возраст 4,566.6 ± 1,0 млн , [6] , соответствующему возраст для других хронометров. Еще одним признаком их возраста является тот факт, что содержание нелетучих элементов в хондритах такое же, как в хондритах.Атмосфера на Солнце и другие звезды в нашей галактике . [7]

Хотя хондритовые астероиды никогда не становились достаточно горячими, чтобы плавиться из-за внутренних температур, многие из них достигли достаточно высоких температур, чтобы они испытали значительный тепловой метаморфизм в своих недрах. Источником тепла, скорее всего, была энергия распада короткоживущих радиоизотопов (период полураспада менее нескольких миллионов лет), которые присутствовали во вновь образованной солнечной системе, особенно 26 Al и 60 Fe , хотя нагревание могло иметь также были вызваны ударами о астероиды. Многие хондритовые астероиды также содержали значительное количество воды, возможно, из-за нарастания льда и скального материала.

В результате многие хондриты содержат водные минералы, такие как глины, которые образовались, когда вода взаимодействовала с породой на астероиде в процессе, известном как водные изменения . Кроме того, все хондритовые астероиды пострадали от ударных и ударных процессов из-за столкновений с другими астероидами. Эти события вызвали множество эффектов, от простого уплотнения до брекчирования , образования прожилок, локализованного плавления и образования минералов под высоким давлением. Конечным результатом этих вторичных термических, водных и ударных процессов является то, что только несколько известных хондритов сохраняют в первозданном виде исходную пыль, хондры и включения, из которых они образовались.

Хондры в хондрите из метеорита Бьюрбёле. [8]
Хондры в хондрите от метеора Grassland . [9]

Характеристики [ править ]

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

Хондриты также содержат тугоплавкие включения (в том числе включения Ca-Al ), которые являются одними из самых старых объектов, образующихся в солнечной системе, частицы, богатые металлическим Fe-Ni и сульфидами , и изолированные зерна силикатных минералов . Остальная часть хондритов состоит из мелкозернистой (микрометрового или меньшего размера) пыли, которая может либо присутствовать в качестве скелета породы, либо образовывать каймы или мантию вокруг отдельных хондр и тугоплавких включений. В эту пыль встроены досолнечные зерна , которые возникли еще до образования нашей Солнечной системы и где-то еще в галактике. Хондры имеют четкую текстуру, состав и минералогию., и их происхождение продолжает оставаться предметом некоторых дискуссий. [10] Научное сообщество в целом признает, что эти сферы были сформированы под действием ударной волны , прошедшей через Солнечную систему, хотя нет единого мнения о причине этой ударной волны. [11]

В статье, опубликованной в 2005 году, предполагалось, что гравитационная нестабильность газового диска, сформировавшего Юпитер, генерировала ударную волну со скоростью более 10 км / с, которая привела к образованию хондр. [12]

Классификация хондритов [ править ]

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

Хондриты также можно разделить на категории в соответствии с их петрологическим типом, который представляет собой степень их термического метаморфизма или водного изменения (им присвоен номер от 1 до 7). Хондры в хондрите, которому присвоена "3", не изменились. Большие числа указывают на усиление термического метаморфоза до максимального значения 7, когда хондры были разрушены. Цифры ниже 3 даются хондритам, хондры которых были изменены из-за присутствия воды, до 1, где хондры были уничтожены этим изменением.

В таблице ниже представлен синтез различных схем классификации. [17]

ТипПодтипОтличительные черты / характер хондрыБуквенное обозначение [18]
Энстатитовые хондритыОбильныйE3, EH3, EL3
ОтчетливыйE4, EH4, EL4
Менее отчетливыйE5, EH5, EL5
НечеткоеE6, EH6, EL6
РасплавленныйE7, EH7, EL7
Обыкновенные хондритыЧАСОбильныйH3-H3,9
ОтчетливыйH4
Менее отчетливыйH5
НечеткоеH6
РасплавленныйH7
LОбильныйL3-L3,9
ОтчетливыйL4
Менее отчетливыйL5
НечеткоеL6
РасплавленныйL7
LLОбильныйLL3-LL3,9
ОтчетливыйLL4
Менее отчетливыйLL5
НечеткоеLL6
РасплавленныйLL7
Углеродистые хондритыЯ вунаФилосиликаты , магнетитCI
M igheiФилосиликаты, оливинCM1-CM2
В игараноОливины, богатые минералами Fe, Ca и AlCV2-CV3.3
R enazzoФилосиликаты, оливин, пироксен , металлыCR
O rnansОливин, пироксен, металлы, минералы Ca и AlCO3-CO3.7
K aroondaОливин, минералы Ca и AlСК
B encubbinПироксен, металлыCB
H Igh железа [19]Пироксен, металлы, ОливинCH
Kakangari -типа  K
Румурутийцы Оливин, пироксены, плагиоклаз , сульфидыр

Энстатитовые хондриты [ править ]

Сент - Совер энстатитом хондритом (EH5)
Основная статья: энстатит-хондрит

Энстатитовые хондриты (также известные как хондриты E-типа) представляют собой редкую форму метеоритов, которые, как считается, составляют лишь около 2% хондритов, падающих на Землю. [20] В настоящее время известно только около 200 хондритов E-типа. [20] Большинство энстатитовых хондритов было извлечено либо в Антарктиде, либо было собрано Американской национальной погодной ассоциацией . Они, как правило, содержат большое количество минерала энстатита (MgSiO 3 ), от которого они и получили свое название. [20]

Хондриты E-типа относятся к наиболее химически восстановленным породам из известных, при этом большая часть железа в них принимает форму металла или сульфида, а не оксида. Это говорит о том, что они были сформированы в области , которая не хватало кислорода , вероятно , в пределах орбиты от Меркурия . [21]

Обыкновенные хондриты [ править ]

Основная статья: Обыкновенный хондрит
Обыкновенный хондрит LL6
Пномпень Хондрит L6 - 1868

Обычные хондриты , безусловно, являются наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Землю: около 80% всех метеоритов и более 90% хондритов - обычные хондриты. [10] Они содержат обильные хондры, разреженный матрикс (10–15% породы), небольшое количество тугоплавких включений и различные количества металлического Fe-Ni и троилита (FeS). Их хондры обычно имеют диаметр от 0,5 до 1 мм. Обычные хондриты химически отличаются обеднением тугоплавких литофильных элементов, таких как Ca, Al, Ti и редкоземельные элементы , относительно Si, а изотопно - необычно высокими отношениями 17 O / 16 O по сравнению с 18 O / 16.О по сравнению с земными камнями.

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

  • Н хондрита имеет H IGH общего железа и высокие металлические Fe (15-20% Fe-Ni по массе металла [22] ), а также более мелким , чем хондру L и LL хондриты. Они состоят из бронзита, оливина, пироксена, плагиоклаза, металлов и сульфидов, и ~ 42% обычных хондритовых водопадов относятся к этой группе (см. Статистику падений метеоритов ) .
  • L хондриты имеют L OW общего содержания железа ( в том числе 7-11% Fe-Ni металла по массе). ~ 46% обычных хондритовых падений относятся к этой группе, что делает их наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Земле.
  • LL хондриты имеют L OW общего железа и L вл содержание металлов (3-5% Fe-Ni по массе металла , из которых 2% металлическое железо и они также содержат бронзит, олигоклаз и оливин. [17] ). К этой группе относится только 1 из 10 обычных хондритовых водопадов.

Примером этой группы является метеорит NWA 869 .

Углеродистые хондриты [ править ]

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

Углеродистые хондриты (также известные как хондриты С-типа) составляют менее 5% хондритов, выпадающих на Землю. [23] Они характеризуются присутствием углеродных соединений, в том числе аминокислот . [24] Считается, что они образовались дальше всех от солнца из всех хондритов, так как в них больше всего летучих соединений. [2] Еще одна из их основных характеристик - присутствие воды или минералов, которые были изменены присутствием воды.

Существует много групп углеродистых хондритов, но большинство из них химически отличаются обогащением тугоплавких литофильных элементов по отношению к Si и изотопно необычно низкими отношениями 17 O / 16 O по сравнению с 18 O / 16 O по сравнению с земными породами. Все группы углеродистых хондритов, кроме группы CH, названы в честь образца характерного типа:

  • В хондритах типа CI (тип ивуна) полностью отсутствуют хондры и тугоплавкие включения; они состоят почти исключительно из мелкозернистого материала, который подвергся сильному водному изменению на родительском астероиде. Хондриты CI представляют собой сильно окисленные брекчированные породы, содержащие большое количество магнетита и сульфатных минералов и не содержащие металлического железа. Это предмет некоторых споров, были ли у них когда-то хондры и тугоплавкие включения, которые позже были разрушены во время образования водных минералов, или у них вообще не было хондр [ необходима цитата ]. Хондриты CI примечательны тем, что их химический состав очень напоминает состав солнечной фотосферы, без учета водорода и гелия. Таким образом, они имеют самый «примитивный» состав среди любых метеоритов и часто используются в качестве стандарта для оценки степени химического фракционирования материалов, образованных по всей Солнечной системе.
  • Хондриты CO ( тип Орнанса) и CM (тип Mighei) представляют собой две родственные группы, которые содержат очень маленькие хондры, в основном от 0,1 до 0,3 мм в диаметре; тугоплавкие включения довольно многочисленны и близки по размеру к хондрам.
    • Хондриты CM состоят примерно на 70% из мелкозернистого материала (матрицы), и большинство из них испытали обширные водные изменения. Наиболее известный из представителей этой группы - хорошо изученный метеорит Мерчисон , упавший в Австралии в 1969 году.
    • Хондриты CO содержат только около 30% матрицы и претерпели очень незначительные изменения в водной среде. Большинство из них испытали небольшую степень термического метаморфизма.
  • Углеродистые хондриты CR (типа Renazzo), CB (типа Bencubbin) и CH (с высоким содержанием металлов) представляют собой три группы, которые, по-видимому, связаны между собой по химическому составу и изотопному составу кислорода. Все они богаты металлическим Fe-Ni, причем хондриты CH и особенно CB имеют более высокую долю металла, чем все другие группы хондритов. Хотя CR хондриты явно похожи в большинстве способов других групп хондритов, происхождение СНЫ и СВ хондритов несколько спорные. Некоторые исследователи приходят к выводу, что многие хондры и металлические зерна в этих хондритах могли образоваться в результате ударных процессов после того, как «нормальные» хондры уже сформировались, и, следовательно, они могут не быть «настоящими» хондритами.
    • Хондриты CR имеют хондры, близкие по размеру к таковым в обычных хондритах (около 1 мм), мало тугоплавких включений, а матрица составляет почти половину породы. Многие хондриты CR испытали обширные водные изменения, но некоторые в основном избежали этого процесса.
    • Хондриты CH примечательны своими очень маленькими хондрами, обычно всего около 0,02 мм (20 микрометров) в диаметре. Они имеют небольшую долю столь же мелких тугоплавких включений. Пыльный материал встречается в виде дискретных обломков, а не в виде истинной матрицы. CH-хондриты также отличаются крайне низким содержанием летучих элементов.
    • Хондриты CB встречаются двух типов, оба из которых похожи на хондриты CH в том, что они очень обеднены летучими элементами и богаты металлами. Хондриты CB a (подгруппа а) крупнозернистые, с крупными, часто сантиметровыми хондрами и металлическими зернами, почти без тугоплавких включений. Хондры имеют необычную текстуру по сравнению с большинством других хондритов. Как и в CH-хондритах, пылевидный материал встречается только в дискретных обломках, а мелкозернистый матрикс отсутствует. Хондриты CB b (подгруппа b) содержат гораздо более мелкие (миллиметровые) хондры и действительно содержат тугоплавкие включения.
  • Хондриты CV (типа Вигарано) характеризуются хондрами миллиметрового размера и многочисленными тугоплавкими включениями, заключенными в темную матрицу, составляющую примерно половину породы. Хондриты CV отличаются впечатляющими огнеупорными включениями, некоторые из которых достигают сантиметровых размеров, и они являются единственной группой, содержащей особый тип крупных некогда расплавленных включений. Химически CV-хондриты имеют самое высокое содержание тугоплавких литофильных элементов из любой группы хондритов. В группу CV входит замечательное падение Альенде в Мексике в 1969 году, которое стало одним из наиболее широко распространенных и, безусловно, наиболее изученным метеоритом в истории.
  • Хондриты типа CK ( типа Karoonda ) химически и текстурно сходны с хондритами CV. Однако они содержат гораздо меньше тугоплавких включений, чем CV, они представляют собой гораздо более окисленные породы, и большинство из них испытали значительное количество термического метаморфизма (по сравнению с CV и всеми другими группами углеродистых хондритов).
  • Негруппированные углеродистые хондриты: ряд хондритов явно относятся к классу углеродистых хондритов, но не входят ни в одну из групп. К ним относятся: метеорит озера Тагиш , упавший в Канаде в 2000 г. и занимающий промежуточное положение между хондритами CI и CM; Coolidge и Loongana 001, которые образуют группу, которая может быть связана с хондритами CV; и Acfer 094, чрезвычайно примитивный хондрит, который имеет общие свойства с группами CM и CO.

Какангари хондриты [ править ]

Три хондрита образуют так называемую группу K (тип Какангари): Kakangari, LEW 87232 и Lea Co. 002. [25] Они характеризуются большим количеством пылевой матрицы и составом изотопов кислорода, аналогичным углеродистым хондритам, сильно восстановленным минералам. составы и высокое содержание металлов (от 6% до 10% по объему), которые больше всего похожи на энстатитовые хондриты, и концентрации тугоплавких литофильных элементов, которые больше всего похожи на обычные хондриты.

Многие из их других характеристик аналогичны хондритам O, E и C. [26]

Хондриты Румурути [ править ]

Хондриты R (типа Румурути) - очень редкая группа, из почти 900 задокументированных падений хондритов зарегистрировано только одно выпадение. У них есть ряд общих свойств с обычными хондритами, в том числе похожие типы хондр, небольшое количество тугоплавких включений, схожий химический состав для большинства элементов и тот факт, что отношения 17 O / 16 O аномально высоки по сравнению с земными породами. Однако между R-хондритами и обычными хондритами есть существенные различия: R-хондриты имеют гораздо более пыльный матричный материал (около 50% породы); они намного более окислены, содержат мало металлического Fe-Ni; и их обогащение в 17O выше, чем у обычных хондритов. Почти весь металл, который они содержат, окислен или находится в форме сульфидов. Они содержат меньше хондр, чем хондриты E, и, по-видимому, происходят из реголита астероида . [27]

Состав [ править ]

Поскольку хондриты накапливались из материала, который образовался очень рано в истории Солнечной системы, и поскольку хондритовые астероиды не таяли, они имеют очень примитивный состав. «Примитивный» в этом смысле означает, что содержания большинства химических элементов не сильно отличаются от тех, которые измеряются спектроскопическими методами в фотосфере Солнца, что, в свою очередь, должно хорошо представлять всю солнечную систему (примечание : чтобы провести такое сравнение газообразного объекта, такого как солнце, и горной породы, такой как хондрит, ученые выбирают один породообразующий элемент, такой как кремний, для использования в качестве точки отсчета, а затем сравнивают отношения. Таким образом, атомное соотношение Mg / Si, измеренный на солнце (1.07), идентичен измеренному в хондритах CI [28] ).

Хотя все составы хондритов можно считать примитивными, существуют различия между различными группами, как обсуждалось выше. Хондриты CI кажутся почти идентичными по составу солнцу для всех, кроме газообразующих элементов (например, водорода, углерода, азота и благородных газов ). Другие группы хондритов отклоняются от солнечного состава (т. Е. Фракционируются ) весьма систематическим образом:

  • В какой-то момент во время образования многих хондритов частицы металла частично отделились от частиц силикатных минералов. В результате хондриты, происходящие от астероидов, которые не срослись с их полным набором металлов (например, хондриты L, LL и EL), обеднены всеми сидерофильными элементами, тогда как те, которые аккрецировали слишком много металла (например, CH, CB, и хондриты EH) обогащены этими элементами по сравнению с солнцем.
  • Подобным образом, хотя точный процесс не очень хорошо изучен, элементы с высокой тугоплавкостью, такие как Ca и Al, отделились от менее тугоплавких элементов, таких как Mg и Si, и не были равномерно взяты для каждого астероида. Материнские тела многих групп углеродистых хондритов содержат отобранные зерна, богатые тугоплавкими элементами, тогда как в обычных и энстатитовых хондритах они отсутствуют.
  • Никакие хондриты, кроме группы CI, не образовывались с полным солнечным набором летучих элементов . В общем, уровень истощения соответствует степени летучести, при которой наиболее летучие элементы истощаются больше всего.

Петрологические типы [ править ]

Группа хондрита определяется его первичными химическими, минералогическими и изотопными характеристиками (см. Выше). Степень, в которой он был затронут вторичными процессами термического метаморфизма и изменения водной среды на родительском астероиде, указывается его петрологическим типом , который появляется в виде числа 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 [13].

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

  • Тип 1 первоначально использовался для обозначения хондритов без хондр и содержащих большое количество воды и углерода. В настоящее время тип 1 используется просто для обозначения метеоритов, которые претерпели обширные водные изменения, вплоть до того, что большая часть их оливина и пироксена превратилась в водные фазы. Это изменение происходило при температурах от 50 до 150 ° C, поэтому хондриты типа 1 были теплыми, но недостаточно горячими для термического метаморфизма. Члены группы CI плюс несколько сильно измененных углеродистых хондритов других групп являются единственными экземплярами хондритов типа 1.
  • Хондриты типа 2 - это те, которые подверглись обширным водным изменениям, но все же содержат узнаваемые хондры, а также первичный неизмененный оливин и / или пироксен. Мелкозернистая матрица обычно полностью гидратирована, а минералы внутри хондр могут иметь разную степень гидратации. Это изменение, вероятно, произошло при температуре ниже 20 ° C, и, опять же, эти метеориты термически не метаморфизируются. Практически все хондриты CM и CR относятся к петрологическому типу 2; За исключением некоторых несгруппированных углеродистых хондритов, другие хондриты не относятся к типу 2.

Часть схемы, касающаяся термического метаморфизма, описывает непрерывную последовательность изменений минералогии и текстуры, которые сопровождают повышение температуры метаморфизма. Эти хондриты демонстрируют мало свидетельств влияния водной гидротермальной трансформации:

  • Хондриты 3-го типа обладают низкой степенью метаморфизма. Их часто называют неравновесными хондритами, потому что минералы, такие как оливин и пироксен, имеют широкий диапазон составов, отражая образование в самых разных условиях в солнечной туманности.. (Хондриты типов 1 и 2 также неравновесны.) Хондриты, которые остаются почти в первозданном состоянии, со всеми компонентами (хондры, матрица и т. Д.), Имеющими почти такой же состав и минералогию, как когда они срослись с родительским астероидом, обозначаются типом 3.0 . По мере того, как петрологический тип увеличивается от типа 3.1 до 3.9, происходят глубокие минералогические изменения, начиная с пыльной матрицы, а затем все больше затрагивая более крупнозернистые компоненты, такие как хондры. Хондриты типа 3.9 все еще выглядят внешне без изменений, потому что хондры сохраняют свой первоначальный вид, но все минералы были затронуты, в основном из-за диффузии элементов между зернами разного состава.
  • Хондриты типов 4, 5 и 6 все больше претерпевают изменения в результате термического метаморфизма . Это уравновешенные хондриты, в которых состав большинства минералов стал довольно однородным из-за высоких температур. По типу 4 матрица тщательно перекристаллизовалась и увеличилась по размеру зерна. К 5 типу хондры начинают становиться нечеткими, и матрикс не различается. В хондритах типа 6 хондры начинают объединяться с тем, что когда-то было матрицей, и маленькие хондры могут больше не распознаваться. По мере развития метаморфизма многие минералы становятся грубыми и образуются новые метаморфические минералы, такие как полевой шпат .

Некоторые исследователи расширили схему метаморфизма Ван Шмуса и Вуда, включив в нее тип 7 , хотя единого мнения относительно необходимости этого нет. Хондриты типа 7 испытали максимально высокие температуры, ниже температуры, необходимой для плавления. Если бы произошло начало плавления, метеорит, вероятно, был бы классифицирован как примитивный ахондрит, а не как хондрит.

Все группы обычных и энстатитовых хондритов, а также хондритов R и CK показывают полный диапазон метаморфизма от типа 3 до 6. CO-хондриты включают только члены типа 3, хотя они охватывают диапазон петрологических типов от 3,0 до 3,8.

Наличие воды [ править ]

Эти метеориты содержат либо 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 он должен был присутствовать в виде льда, а через несколько миллионов лет после образования астероида лед должен был растаять, позволяя жидкой воде реагировать с оливинами и пироксенами и изменять их. Считается, что образование рек и озер на астероиде было бы маловероятным, если бы он был достаточно пористым, чтобы позволить воде просачиваться внутрь его внутренней части, как это происходит в земных водоносных горизонтах . [29]

Считается возможным, что часть воды, присутствующей на Земле, является результатом столкновения комет и углеродистых хондритов с поверхностью Земли. [30] [31]

Происхождение жизни [ править ]

Общая структура аминокислот
Метеорита Murchison находится на выставке в Смитсоновском «s NMNH .

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. [32] Эти соединения можно разделить на три основные группы: фракции, которые не растворяется в хлороформе или метаноле, растворимые в хлороформе углеводороды и фракция, растворимая в метаноле (которая включает аминокислоты).

Первая фракция, кажется, 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, подобного процессу Фишера-Тропша . Эти условия могли быть аналогичны событиям, которые привели к возникновению жизни на Земле. [33]

Мерчисонский метеорит был тщательно изучен; он упал в Австралии недалеко от города, носящего его имя 28 сентября 1969 года. Это CM2, содержащий общие аминокислоты, такие как глицин , аланин и глутаминовая кислота, а также другие менее распространенные, такие как изовалин и псевдолейцин. [34]

Два метеорита, которые были собраны в Антарктиде в 1992 и 1995 годах, были богаты аминокислотами, которые присутствовали в концентрациях 180 и 249 частей на миллион (углеродистые хондриты обычно содержат концентрации 15 частей на миллион или меньше). Это может указывать на то, что органического материала в Солнечной системе больше, чем считалось ранее, и это подтверждает идею о том, что органические соединения, присутствующие в изначальном супе, могли иметь внеземное происхождение. [35]

См. Также [ править ]

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

Примечания [ править ]

  1. ^ Использование термина «неметалл» не означает полного отсутствия металлов.

Ссылки [ править ]

  1. ^ "2.2 La composición de la Tierra: el modelo condrítico in Planetología. Universidad Complutense de Madrid" . Проверено 19 мая 2012 года .
  2. ^ a b Кэлвин Дж. Гамильтон (Перевод с английского Антонио Белло). «Meteoroides y Meteoritos» (на испанском языке) . Проверено 18 апреля 2009 года .
  3. ^ Bischoff, A .; Гейгер, Т. (1995). «Метеориты для Сахары: Найдите места, классификация 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. ^ Axxón. «Pistas químicas apuntan a un origen de polvo para los planetas terrestres» (на испанском языке) . Проверено 11 мая 2009 года .
  5. ^ Jordi, Llorca Пике (2004). "Nuestra Historia en los meteoritos" . El sistema solar: Nuestro pequeño rincón en la vía láctea . Universitat Jaume I. p. 75. ISBN 978-8480214667.
  6. ^ Амелин, Юрий; Крот, Александр (2007). «Изотопный возраст свинца хондр Альенде» . Метеоритика и планетология . 42 (7/8): 1043–1463. Bibcode : 2007M & PS ... 42.1043F . DOI : 10.1111 / j.1945-5100.2007.tb00559.x . Проверено 13 июля 2009 года .
  7. ^ Вуд, JA (1988). «Хондритовые метеориты и Солнечная туманность». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 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. Метеоритное общество" . Проверено 6 марта 2013 года .
  9. ^ "Пастбища; База данных метеоритного бюллетеня. Метеоритное общество" . Проверено 6 марта 2013 года .
  10. ^ а б Муньос-Эспадас, MJ; Martínez-Frías, J .; Лунар Р. (2003). "Mineralogía, texturas y cosmoquímica de cóndrulos RP y PO en la condrita Reliegos L5 (Леон, Испания)". Geogaceta (на испанском языке). 34 . 0213-683X, 35–38.
  11. ^ Журнал Astrobiology. "¿Cocinó Júpiter a los meteoritos?" (на испанском). Архивировано из оригинального 19 апреля 2007 года . Проверено 18 апреля 2009 года .
  12. ^ Босс, AP; Дурисен, Р.Х. (2005). "Шоковые фронты, образующие хондрулы в солнечной туманности: возможный единый сценарий образования планет и хондритов". Астрофизический журнал . 621 (2): L137 – L140. arXiv : astro-ph / 0501592 . Bibcode : 2005ApJ ... 621L.137B . DOI : 10.1086 / 429160 . S2CID 15244154 . 
  13. ^ а б Ван Шмус, WR; Вуд, Дж. А. (1967). «Химико-петрологическая классификация хондритовых метеоритов». Geochimica et Cosmochimica Acta . 31 (5): 747–765. Bibcode : 1967GeCoA..31..747V . DOI : 10.1016 / S0016-7037 (67) 80030-9 .
  14. ^ Клейтон, RN; Майеда, Т.К. (1989), "Классификация изотопов кислорода углеродистых хондритов", Тезисы конференции по изучению Луны и планет , 20 : 169, Bibcode : 1989LPI .... 20..169C
  15. ^ Wlotzka Ф. (июль 1993), "А выветривание шкала для обыкновенных хондритов", метеоритике , 28 (3): 460, Bibcode : 1993Metic..28Q.460W
  16. ^ Stöffler, Дитер; Кейл, Клаус; Эдвард Р. Д., Скотт (декабрь 1991 г.). «Шоковый метаморфизм обыкновенных хондритов» . Geochimica et Cosmochimica Acta . 55 (12): 3845–3867. Bibcode : 1991GeCoA..55.3845S . DOI : 10.1016 / 0016-7037 (91) 90078-J .
  17. ^ а б Рынок метеоритов. «Типы метеоритов» . Проверено 18 апреля 2009 года .
  18. ^ E обозначает энстатит, H обозначает высокое содержание металлического железа примерно 30%, а L низкое. Цифра относится к переделке.
  19. ^ За исключением High Iron, все другие углеродистые хондриты названы в честь характерного метеорита.
  20. ^ a b c Нортон, штат Орегон, и Читвуд, Полевой справочник по метеорам и метеоритам Лос-Анджелеса, Springer-Verlag, Лондон, 2008 г.
  21. ^ Метеоритные службы Новой Англии. «Метеорлаб» . Проверено 22 апреля 2009 года .
  22. ^ "Металл, железо и никель в метеоритах 1" . meteorites.wustl.edu . Архивировано из оригинального 2 -го июля 2019 года . Проверено 1 июля 2010 года .
  23. ^ Интернет-энциклопедия науки. «углистый хондрит» . Проверено 26 апреля 2009 года .
  24. ^ Аарон С. Бертон; Джейми Э. Эльсила; 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 планетология . 48 (3): 390–402. Bibcode : 2013M & PS ... 48..390B . DOI : 10.1111 / maps.12063 . ЛВП : 2060/20130014351 .
  25. ^ Эндрю М. Дэвис; Лоуренс Гроссман; Р. Ганапати (1977). «Да, Какангари - уникальный хондрит». Природа . 265 (5591): 230–232. Bibcode : 1977Natur.265..230D . DOI : 10.1038 / 265230a0 . S2CID 4295051 . 0028-0836, 230–232. 
  26. ^ Майкл К. Вайсберга; Мартин Принца; Роберт Н. Клейтонb; Тошико К. Майедаб; Моника М. Градык; Ян Франчид; Колин Т. Пиллинджерд; Грегори В. Каллемейн (1996). «Группа хондритов К (Какангари)». Geochimica et Cosmochimica Acta . 60 (21): 4253–4263. Bibcode : 1996GeCoA..60.4253W . DOI : 10.1016 / S0016-7037 (96) 00233-5 . 0016-7037, 4253–4263.
  27. ^ Meteorites.tv. Метеориты для науки, образования и коллекционеров. «Группа Р (румурутисты)» . Архивировано из оригинального 18 апреля 2013 года . Проверено 28 апреля 2009 года .CS1 maint: использует параметр авторов ( ссылка )
  28. ^ Гревесс и Соваль (2005) в Энциклопедии астрономии и астрофизики, IOP Publishing, Ltd.
  29. ^ Музей метеоритов. Университет Нью-Мексико. Институт метеоритики. «Геология астероидов: вода» . Архивировано из оригинального 15 декабря 2012 года . Проверено 28 апреля 2009 года .
  30. ^ Дрейк, Майкл Дж .; Райтер, Кевин (2001). "Откуда взялась вода на Земле?" . Ежегодное собрание GSA . 109 . Архивировано из оригинала на 5 ноября 2018 года . Проверено 24 марта 2013 года .
  31. ↑ Йорн Мюллер; Харальд Леш (2003). "Woher kommt das Wasser der Erde? - Urgaswolke oder Meteoriten". Chemie in Unserer Zeit (на немецком языке). 37 (4): 242–246. DOI : 10.1002 / ciuz.200300282 . ISSN 0009-2851 . 
  32. ^ Jordi Llorca я Пике (2004). "Moléculas orgánicas en el sistema solar: ¿dónde y cómo encontrarlas?". II Curso de Ciencias Planetarias de la Universidad de Salamanca (на испанском языке).
  33. ^ Хайман Хартман; Майкл А. Суини; Майкл А. Кропп; Джон С. Льюис (1993). «Углеродистые хондриты и происхождение жизни». Истоки жизни и эволюция биосфер . 23 (4): 221–227. Bibcode : 1993OLEB ... 23..221H . DOI : 10.1007 / BF01581900 . S2CID 2045303 . 0169-6149, 221–227. 
  34. ^ Квенволден, Кейт А .; Лоулесс, Джеймс; Перинг, Кэтрин; Петерсон, Этта; Флорес, Хосе; Поннамперума, Кирилл ; Каплан, Исаак Р .; Мур, Карлтон (1970). «Доказательства наличия внеземных аминокислот и углеводородов в метеорите Мерчисон» . Природа . 228 (5275): 923–926. Bibcode : 1970Natur.228..923K . DOI : 10.1038 / 228923a0 . PMID 5482102 . S2CID 4147981 .  
  35. ^ Сarnegie учреждение науки (13 марта 2008). «Метеориты - богатый источник исконного супа» . Проверено 30 апреля 2009 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Музей естественной истории, каталог метеоритов
  • Статьи о метеоритах, включая обсуждение хондритов в Planetary Science Research Discoveries
  • Британское и Ирландское метеоритное общество
  • Изображения хондритов из метеоритов Австралии