Хондрит - Chondrite

Хондрит
-  Тип  -
Образец хондрита NWA 869 (тип L4-6) с хондрами и металлическими чешуйками.
Композиционный тип	Каменистый
Родительский орган	Маленькие и средние астероиды, которые никогда не были частью тела, достаточно большого, чтобы претерпеть плавление и планетарную дифференциацию.
Петрологический тип	3–6
Всего известных экземпляров	Более 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 . Они образуются, когда различные типы пыли и мелких частиц в ранней Солнечной системе сливаются с образованием примитивных астероидов . Некоторые такие тела, захваченные гравитационным колодцем планеты, становятся наиболее распространенным типом метеоритов, прибывая (быстро или после многих орбит) по траектории к поверхности Земли. Оценки их вклада в общую популяцию метеоритов варьируются от 85,7% до 86,2%.

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.

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.

В настоящее время в мировых коллекциях насчитывается более 27 000 хондритов. Самый крупный из когда-либо извлеченных отдельных 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 выброшены на мель в северной Аризоне .

Происхождение и история

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 . Датирование с использованием ²⁰⁶ Pb / ²⁰⁴ Pb дает приблизительный возраст 4566,6 ± 1,0 млн лет , что соответствует возрасту других хронометров. Другой показатель их возраст является тем фактом , что обилие не- летучих элементов в хондритах подобно найденному в атмосфере на Солнце и других звезд в нашей галактике .

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 термический метаморфизм в своих недрах. Источником тепла, скорее всего, была энергия распада короткоживущих радиоизотопов (период полураспада менее нескольких миллионов лет), которые присутствовали во вновь сформированной 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 вместе со скалистым материалом.

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.

Протопланетный диск : частицы пыли и песка сталкиваются и срастаются, образуя планеты или астероиды .

Хондры в хондрите из метеорита Бьюрбёле.

Хондры в хондрите от метеора Grassland .

Характеристики

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 .

Блестящий металл Ni / Fe заметно проявляется в этом обычном хондрите, найденном в Северо-Западной Африке.

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 присутствовать как матрица породы или может 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 отчетливую текстуру, состав и минералогию , и их происхождение продолжает оставаться предметом некоторых дискуссий. Научное сообщество в целом признает, что эти сферы были сформированы под действием ударной волны , прошедшей через Солнечную систему, хотя нет единого мнения относительно причины этой ударной волны.

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

Классификация хондритов

Хондриты делятся примерно на 15 отдельных групп (см. Классификацию метеоритов ) на основе их минералогии, валового химического состава и изотопного состава кислорода (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 и шок.

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, вплоть до 1, где хондры были уничтожены этим изменением.

В таблице ниже представлен синтез различных схем классификации.

Энстатитовые хондриты

Сент - Совер энстатитом хондритом (EH5)

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

Хондриты E-типа относятся к наиболее химически восстановленным породам из известных, при этом большая часть их железа 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 .

Обыкновенные хондриты

Обыкновенный хондрит LL6

Пномпень Хондрит L6 - 1868 г.

Обычные хондриты , безусловно, являются наиболее распространенным типом метеоритов, падающих на Землю: около 80% всех метеоритов и более 90% хондритов - это обычные хондриты. 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 отличаются химически обеднением тугоплавких литофильных элементов, таких как Ca, Al, Ti и редкоземельные элементы , относительно Si, а изотопно - их необычно высоким соотношением ¹⁷ O / ¹⁶ O относительно ¹⁸ O / ¹⁶ O по сравнению с Земляные скалы.

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 металла по массе), и меньшие , 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 Землю.
• LL хондриты имеют L OW общего железа и L вл содержание металлов (3-5% Fe-Ni металла по массе , из которых 2% является металлическим железом и они также содержат бронзит, олигоклаз и оливин.). К этой группе относится только 1 из 10 обыкновенных хондритовых водопадов.

Примером этой группы является метеорит NWA 869 .

Углеродистые хондриты

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. Для них характерно наличие углеродных соединений, в том числе аминокислот . Считается, что они образовались дальше всех от солнца из всех хондритов, так как в них больше всего летучих соединений. Еще одна из их основных характеристик - наличие воды или минералов, которые были изменены из-за присутствия воды.

Существует много групп углеродистых хондритов, но большинство из них химически отличаются обогащением тугоплавкими литофильными элементами относительно Si, а 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. Остается спорным, были ли у них когда-то хондры и тугоплавкие включения, которые позже были разрушены при образовании водных минералов, или у них вообще не было хондр. 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 имеют размеры, близкие к хондрам.
  • Хондриты CM состоят примерно на 70% из мелкозернистого материала (матрицы), и большинство из них испытали обширные водные изменения. Самым известным членом этой группы является 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) - это 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 хондриты CR во многом сходны с другими группами хондритов, происхождение хондритов CH и CB несколько противоречиво. Некоторые исследователи приходят к выводу, что многие из хондр и металлических зерен в этих хондритах могли образоваться в результате ударных процессов после того, как «нормальные» хондры уже сформировались, и, следовательно, они не могут быть «настоящими» хондритами.
  • Хондриты CR имеют хондры, близкие по размеру к таковым в обычных хондритах (около 1 мм), небольшое количество тугоплавких включений, а матрица составляет почти половину породы. Многие хондриты CR подверглись обширным водным изменениям, но некоторые в основном избежали этого процесса.
  • Хондриты CH примечательны своими очень крошечными хондрами, обычно всего около 0,02 мм (20 микрометров) в диаметре. В них есть небольшая доля столь же мелких тугоплавких включений. Пыльный материал встречается в виде отдельных обломков, а не в виде истинной матрицы. Хондриты CH 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 размером сантиметра, хондрами и металлическими зернами и почти без тугоплавких включений. Хондры имеют необычную текстуру по сравнению с большинством других хондритов. Как и в CH-хондритах, пылеватый 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 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 относится к классу углеродистых хондритов, но не входит 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

Три хондрита образуют так называемую группу K (тип Какангари): Kakangari, LEW 87232 и Lea Co. 002. Они характеризуются большим количеством пылевой матрицы и составом изотопов кислорода, аналогичным углеродистым хондритам, сильно восстановленным минеральным составом и высоким содержания 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.

Хондриты румурути

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, включая 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 есть существенные различия между R-хондритами и обычными хондритами: R-хондриты имеют гораздо более пыльный матричный материал (около 50% породы); они намного более окислены, содержат мало металлического Fe-Ni; и их обогащение в ¹⁷ O 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 .

Состав

Поскольку хондриты накапливались из материала, который сформировался 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 ориентира, а затем сравнивают отношения. Таким образом, атомное соотношение Mg / Si, измеренный на солнце (1,07), идентичен измеренному в хондритах CI).

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.
• Аналогичным 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, за исключением 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

Группа хондрита определяется его первичными химическими, минералогическими и изотопными характеристиками (см. Выше). Степень, в которой он был затронут вторичными процессами термического метаморфизма и водного изменения родительского астероида, 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.

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 испытали обширные водные изменения до такой степени, 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, чтобы испытать термический метаморфизм. Члены группы CI плюс несколько сильно измененных углеродистых хондритов других групп являются единственными примерами хондритов типа 1.
• Хондриты типа 2 - это те, которые подверглись обширным водным изменениям, но все еще 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 температурах ниже 20 ° C, и, опять же, эти метеориты термически не метаморфизируются. Почти все хондриты CM и CR относятся к петрологическому типу 2; За исключением некоторых несгруппированных углеродистых хондритов, никакие другие хондриты не относятся к типу 2.

Часть схемы, относящаяся к термическому метаморфизму, описывает непрерывную последовательность изменений минералогии и текстуры, которые сопровождают повышение температуры метаморфизма. Эти хондриты демонстрируют мало доказательств влияния водной гидротермальной трансформации:

• Хондриты 3-го типа характеризуются низкой степенью метаморфизма. Их часто называют неравновесными хондритами, потому что минералы, такие как оливин и пироксен, имеют широкий диапазон составов, отражающих 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, за исключением 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. Хондриты CO включают только члены типа 3, хотя они охватывают диапазон петрологических типов от 3,0 до 3,8.

Наличие воды

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 маловероятным, если бы он был достаточно пористым, чтобы вода могла просачиваться внутрь его недр, как это происходит в земных водоносных горизонтах .

Считается возможным, что часть воды, присутствующей на Земле, возникает в результате столкновения комет и углеродистых хондритов с поверхностью Земли.

Происхождение жизни

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. К этим органическим соединениям относятся: 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: нерастворимые фракции. в хлороформе или метаноле - растворимые в хлороформе углеводороды и фракция, растворимая в метаноле (которая включает аминокислоты).

Первая фракция, по-видимому, происходит из межзвездного пространства, а соединения, принадлежащие к 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.

Мерчисонский метеорит был тщательно изучен; он упал в Австралии недалеко от города, носящего его имя 28 сентября 1969 года. Это CM2 и он содержит обычные аминокислоты, такие как глицин , аланин и глутаминовую кислоту, а также другие менее распространенные, такие как изовалин и псевдолейцин.

Было обнаружено, что два метеорита, которые были собраны в Антарктиде в 1992 и 1995 годах, богаты аминокислотами, которые присутствуют 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.

Смотрите также

Примечания

использованная литература

внешние ссылки

• Музей естественной истории, каталог метеоритов
• Статьи о метеоритах, в том числе обсуждение хондритов в Planetary Science Research Discoveries
• Британско-ирландское метеоритное общество
• Изображения хондритов из метеоритов Австралии