Въглеродни хондрити

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. Encyclopedia Britannica/Carbonaceous chondrite meteorite

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.

Произход 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. Science Direct/Carbonaceous chondrite

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.

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.

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.

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.

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.

Значимост

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. Planetary News/July 2021/A New Type of Carbonaceous Chondrite Въглеродните хондрити са може би най-важният клас метеорити по няколко причини: Членовете на групата CI имат най-примитивните насипни съставки от всеки друг хондрит, т.е. техните нелетливи елементи са много подобни на тези на Слънцето. Труднотопимите включвания, най-старите обекти, за които е известно, че са се образували в Слънчевата система, са най-разпространени във въглеродните хондрити, особено в CV групата. Изобилието в CI и CM хондритите на материал, предшестващ Слънчевата система, са най-високите от всички хондрити. Този предсоларен материал се съдържа в матриците им, а тези от групата CI и CM са най-богати на матрица. Предсоларният материал се разрушава от термичния метаморфизъм, но нито един хондит от CI и част от CM не са били осезаемо подложени на този процес.

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.

Състав Както всички хондрити, въглеродните хондрити (с изключение на групата CI) са съставени главно от хондрули и труднотопими включвания, разпръснати във финозърнеста матрица. 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. Българско метеоритно общество/Въглеродни хондрити Подобно на други хондрити, те са претърпели различни степени на водна промяна, термичен метаморфизъм или комбинация от двете. Повечето съдържат вода или минерали, които са били променени в присъствието на вода.

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. При някои се наблюдават по-големи количества въглерод, както и органични съединения като аминокиселини. 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.

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.

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. Systematics and Evaluation of Meteorite Classification/Michael K. Weisberg (Kingsborough Community College of the City University of New Yorkand American Museum of Natural History), Timothy J. McCoy (Smithsonian Institution), Alexander N. Krot (University of Hawai‘i at Manoa) Най-примитивните въглеродни хондрити никога не са били загрявани при температура над 50 °C.

Класификация 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. Българско метеоритно общество/Класификация на метеоритите

Клан CI

Клан CI – съдържа само една група. Тези хондрити са разпределени в отделен клан, защото нищо не ги свързва с групите в останалите кланове. CI група – тип Айвуна (Ivuna). Носи името на метеорита Айвуна, паднал в Танзания през 1938 г. Към тази група принадлежат 7 метеорита. Често се смятат за най-примитивните тела в Слънчевата система, тъй като съставът им е близък до този на слънчевата фотосфера. Принадлежат към петрографски тип 1, т.е. били са до голяма степен обект на водна промяна. Матрицата е финозърнеста, богата на филосиликати, с незначителни количества магнетит, сулфиди, сулфати, карбонати и рядко изолиран оливин и пироксенови фрагменти. Няма доказателства за първични хондрули, с изключение на редки зърна от богати на магнезий оливин и пироксен. Вместо хондрули съдържат голяма количество вода – около 20%. Не е ясно дали някога са имали хондрули, които впоследствие са били унищожени. При тях се срещат полициклични ароматни въглеводороди и аминокиселини, основата на живота на Земята.

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.

Клан CM-CO

В клан CM-CO са включени най-разпространените въглеродни хондрити. Предполага се, че са присъствали обилно в ранната Слънчева система.