From Wikipedia, the free encyclopedia
Въглеродните хондрити са един от основните класове метеорити, част от типа хондрити – един от двата вида каменни метеорити. Представляват голям интерес за учените, тъй като носят информация за ранната история на Слънчевата система. Заемат около 3 % от всички метеорити, намерени на Земята.[1]
Името, което им е дадено, е свързано със съдържанието на въглерод, но не е достатъчно прецизно. Поради сиво-черния външен вид на много от неговите членове, първоначално се е предполагало, че са богати на въглерод, което за много от тях е погрешно. Тъмният им вид се дължи на по-голямото количество финозърнеста матрица, в сравнение с повечето хондрити. В органичната си материя част от тях съдържат въглерод до 2 % от теглото си. При други той е по-малко, отколкото даже при някои от членовете на останалите класове и кланове хондрити.[1]
Въглеродните хондрити произхождат от родителски астероиди, разположени предимно във външната част на Астероидния пояс, но преди да паднат на Земята, техните орбити са се намирали в района на близкоземните астрономически обекти. Въпреки че значителен брой от близкоземните обекти приключват орбиталната си еволюция, сблъсквайки се със Слънцето, някои от тях, с ниски перихелийни разстояния (<0,1 астрономически единици), могат да поддържат стабилни орбити до няколко милиона години и накрая да паднат на Земята.[2]
Въглеродните хондрити, с тяхната смес от глинести минерали и разнообразието от редуцирани органични съединения, се приемат като доказателство за абиотичния синтез на органични съединения в началото на възникването на Слънчевата система. Процесът протича в присъствието на глина и редуцирани железни минерали като сидерит. Въглеродната глинеста матрица и оливиновите хронули са датирани на възраст 4,56 милиарда години и предхождат напречните вени от калцит и халит в тях, които са не по-млади от 4,51 милиарда години.[2]
Повечето въглеродни хондрити и някои от клас Обикновени хондрити са променени от действието на водата. В някои случаи тази промяна може да е настъпила преди акрецията, чрез взаимодействието на нискотемпературни газове от Слънчевата мъглявина с твърди фази. Въпреки това, повечето водни промени вероятно са настъпили след натрупването на хондритния материал в планетезимали. Счита се, че източникът на водата е лед, който се е натрупал заедно с други хондритни компоненти, а източникът на необходимото леко нагряване може да е бил краткотрайният радиоизотоп 26Al. Изглежда, че водната промяна е настъпила за период от десетки милиони години след натрупването.[2]
Минералогичните ефекти от водната промяна са най-силно изразени при финозърнестите, порести матрици на хондрити, чиято първична минералогия се състои главно от безводни силикати (включително оливин и пироксен), метал и сулфиди. Тъй като тя продължава с времето, нейните ефекти впоследствие се наблюдават в хондрулите – първо във вулканичното стъкло и метала в тях, след това – в пироксена и оливина. Наблюдава се при хондрити от петрографски типове 1, 2 и 3. Хондритите тип 3 показват ниски нива на водна промяна, тези от тип 2 имат значително променена матрица, а от тип 1 (групата CI) се състоят почти изцяло от финозърнести, хидратирани фази плюс други продукти на промяна.[2]
Родителските тела на CI и CM хондритите са силно променени, а тези в групите CH и CB почти не са претърпели промени. От изотопните кислородни данни се прави извода, че CI, CM и CV хондритите биха могли да бъдат получени от различни зони в едно общо, водно изменено тяло. Въпреки това, масовите химически разлики между тези групи показват фракциониране по време на процеси в Слънчевата мъглявина, а не водна промяна. Освен това компонентите на CM и CV хондритите са доста различни един от друг.[2]
Смята се, че повечето въглеродни хондрити идват от нискоалбедовите астероиди тип С, които са най-разпространени на разстояние 2,7 – 3,4 астрономически единици. CM хондритите могат да бъдат получени от астероид G-тип, променен С-подобен тип. Негрупираният въглероден хондрит Tagish Lake е свързан с D астероидите, които изглежда доминират на разстояние над 4 астрономически единици. CB хондритите съдържат много малки количества филосиликати (слоести силикати) и вероятно идват от астероидите от тип W. Лодърс и Осбърн предполагат възможността CM и CI хондритите да са получени от малка част от кометите от фамилията Юпитер, които след загуба на летливи вещества се превръщат в околоземни обекти. За метеоритите от тези две групи, въз основа на техните изведени орбити, Gounelle и Haack предлагат чист кометен произход. Според динамичния модел на Уолш от 2011 г., повечето богати на вода астероиди в Астероидния пояс произхождат от външната част на Слънчевата система. Campins и Swindle твърдят, че кометните метеорити, ако съществуват, вероятно приличат на богати на въглерод, непроменени хондрити без хондрули.[2]
Компонентите на въглеродните хондрити, като богати на калций и алуминий включвания, хондрули и метеоритна матрица са се образували в ранната Слънчева система и оттогава остават относително непроменени. Така те предоставят информация за някои от процесите, протекли при нейното развитие.[3] Въглеродните хондрити са може би най-важният клас метеорити по няколко причини:
Предсоларният материал включва труднотопими частици, които са се образували около звезди, близо, или в края на живота им. Съдържат и органична материя, поне част от която се е образувала в молекулярните облаци в междузвездна среда. Органичното вещество присъства като неразтворим макромолекулен материал, нещо като земен кероген, и по-малко количество разтворима фракция. Керогенът е твърдо, неразтворимо органично вещество в седиментните скали, съдържащо голямо количество въглерод и е най-разпространеният източник на органични съединения на Земята. Част от разтворимата фракция, вероятно е образувана при хидролиза на макромолекулния материал по време на водна промяна. Тя представлява сложна смес от съединения, чиито най-забележителни компоненти са аминокиселините и нуклеиновите киселини, основни за живота на Земята. В наши дни все още не е ясно дали този приток от Космоса е изиграл някаква роля в еволюцията на живота.[1]
Както всички хондрити, въглеродните хондрити (с изключение на групата CI) са съставени главно от хондрули и труднотопими включвания, разпръснати във финозърнеста матрица.[1] Химичният им състав съответства на този на Слънцето повече, отколкото при всеки друг вид хондрити. Образувани са в богати на кислород области на ранната Слънчева система, затова при по-голямата част от тях няма метали в свободно състояние, а се срещат под формата на силикати, оксиди, или сулфиди.[4] Подобно на други хондрити, те са претърпели различни степени на водна промяна, термичен метаморфизъм или комбинация от двете.[1] Повечето съдържат вода или минерали, които са били променени в присъствието на вода.[4]
Въглеродните хондрити съдържат до 5% въглерод в различни форми, включително органични вещества, карбонати и незначителни количества предсоларни зърнени материали като диамант, графит и силициев карбид.[2] При някои се наблюдават по-големи количества въглерод, както и органични съединения като аминокиселини.[4] По-малко от 25% от органичното вещество в тях присъства като относително нискомолекулни съединения, които могат да бъдат екстрахирани с обикновени органични разтворители. Останалите около 75% присъстват като високомолекулни, макромолекулни съединения.[2]
В хондрулите на въглеродните хондрити често се срещат и филосиликати. Най-разпространените са богати на Fe, S, Ni и O и се характеризират с израстването на серпентин и точилинит. Срещат се и няколко вида железни сулфидни минерали включително троилит, пиротит и пентландит. Карбонатните минерали, най-често калцит, са представени като отделни зърна в поликристални агрегати и като венообразни образувания.[2]
Много от въглеродните хондрити, като тези от групите CI, CM, CO, CV, CR, са матрично богати, а други (групите CH, CB) са бедни на матрици. Имат различни размери на хондрулите – от големи в CV и CR хондритите, до малки в СН групата.[5] Най-примитивните въглеродни хондрити никога не са били загрявани при температура над 50 °C.[4]
Въз основа на обемната им химия, петрология и изотопни кислородни състави, въглеродните хондрити се разделят на 4 клана, които съдържат общо 8 групи, всяка от които е маркирана с латински инициали. Те започват с буквата С, което подчертава връзката им с въглерода.[5][6]
Клан CI – съдържа само една група. Тези хондрити са разпределени в отделен клан, защото нищо не ги свързва с групите в останалите кланове.[5]
Широко разпространените напречни вени съдържащат карбонати, най-често доломит и сулфати, обикновено представени от епсомит. Те предоставят преки доказателства, че хидротермалната промяна е настъпила в астероидна среда. Магнетитът се среща в необичайни морфологии, включително фрамбоидни (приличаща на малина при увеличение), сферични и овални, които приличат на земни минерали, образувани при ниски температури в присъствието на водни разтвори.[2]
В клан CM-CO са включени най-разпространените въглеродни хондрити. Предполага се, че са присъствали обилно в ранната Слънчева система.[5]
Температурите и флуидните състави на промяна за CM и CI хондрити са оценени с помощта на минералогични и кислородни изотопни параметри. Някои изчисления показват температура на водата на около 20 °C. Други определят по-високи температури от около 85 °C за CI хондритите и 105 °C до 125 °C за CM хондритите. Стойността на рН на водата е била около 8 и в различно време вероятно е съдържала NH3, SO2, CO2 и малко H2S.[2]
Въз основа на подробни изследвания на инфрачервените и видими спектри, през 1988 г. Бел за първи път предполага, че CO и CV хондритите произхождат от членове на семейството на Eос (астероиди от клас K).[2] Семейството астероиди Еос е една от най-големите групи в Астероидния пояс, наброява над 480 обекта и около 2% от метеоритите, произлизащи от тях, падат на Земята. Въз основа на приликите на спектрите и албедото, много автори смятат, че астероидите от този тип вероятно имат минерален състав, близък до този на безводните CO и CV въглеродни хондрити. Астероидите Eос обаче, не показват ясни доказателства, че са богати на калций и алуминий, характерна черта за CO метеоритите.[7]
Новите анализи на инфрачервените и видими спектри показват близко съвпадение на повечето членове на астероидната фамилия Еос с CK и R хондритите, чиито представители са силно окислени. Тези резултати са в добро съгласие с лабораторните експерименти, според които средните инфрачервените спектри на CK4–5 и на CV хондритите са подобни, заради голямото количество оливин и в двете групи.[2]
Някои въглеродни хондрити не се вписват в приетите групи, но могат лесно да бъдат класифицирани като въглеродни хондрити. Тези негрупирани хондрити показват по-широк спектър от материали от различни метеоритни родителски тела, нямащи връзка с тези на основните групи въглеродни хондрити.[3] Вероятно представляват екземпляри от други родителски тела на въглеродни хондрити или от изходните райони на Слънчевата мъглявина. Обикновено те са определяни като C разгрупирани/негрупирани или „Cungr“. В много случаи имат характеристики, които са междинни между различните хондритни групи. Могат да бъдат аномални членове на някоя от тях или да са първите представители на нова група.(2)(6)
Някои от тях показват определена връзка помежду си, или с други групи от въглеродни хондрити. Метеоритното общество обаче е взело решение, че за да се създаде нова група, са необходими минимум 5 нейни члена. Такъв например е метеоритът Кулидж, намерен в Канзас, САЩ, през 1937 г. Много подобни на него са още два метеорита и ако в бъдеще станат общо 5, ще се сформира нова група.[4][5]
При неотдавнашно проучване в Японския националния институт за полярни изследвания, учените съобщават за два необичайни въглеродни хондрита – Asuka 9003 и Asuka 09535, които показват сходни характеристики с негрупирания въглероден хондрит Yamato 82094. Тези три метеорита имат най-голямо съдържание на нетопими включвания и изотопни кислородни състави от всички хондрити и са най-сходни с CO и CV групите.[3] Два от най-разпространените нетопими, или огнеупорни елементи (CAI) в тях са калцият и алуминият. Те варират по форма от силно неправилни до сферични частици, с размер от десетки микрометри до сантиметър или повече. Подобно на хондрулите, се образуват при високи температури, но при по-продължително нагряване. Много, но не всички видове включвания от този вид, вероятно са формирани от разтопена материя, възникнала при нагряване на вече съществуващи твърди вещества. Предполага се, че други са се образували като кристални твърди вещества, които кондензират директно от горещи газове. Подобно на хондрулите, няма консенсус относно механизмите, които са образували огнеупорните включвания.[8]
Негрупираните въглеродни хондрити имат съотношения между хондрули и матрица, подобни на неравновесните обикновени хондрити. Предполага се, че могат да представляват нова група въглеродни хондрити, временно и условно наречена CA по името на японската база Asuka за наблюдение в Антарктида, но такава група все още не е създадена.[3]
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.