Maak hoofkeuseskerm oop
Sahara 97096, 'n klas E enstatiet-chondriet
Die Ornans-meteoriet; groep CO

Chondriete is meteoriete wat nie gedifferensieer is nie en hulle solêre samestelling -minus die vlugtige komponente- behou het.

'n Ouer definisie is dat dit meteoriete is wat chondrules bevat, korreltjies waarin die oermateriaal wat in die sterre gevorm is, gekondenseer het. Hierdie definisie is nogtans nie heeltemal korrek nie, omdat daar meteoriete is wat wel hulle oorspronkelike samestelling behou het, maar geen korrelige struktuur het nie. 'n Nog ouer indeling in steenagtige aeroliete, yster-nikkel-houdende sideriete en steenagtige ysters sideroliete is slegs van oppervlakkige waarde. Meteoriete word vandag veral in chondriete en achondriete ingedeel. In achondriete het die sterre se oorspronkelike stowwe veranderings (differensiasie) ondergaan. Hulle kan byvoorbeeld van Mars of die Maan stam. Uit chondriete kan die meeste inligting oor die vroeë sonnestelsel verkry word.[1]

Die chondriete self word in klasse, clans, groepe en subgroepe ingedeel, maar die klassifikasie in in 2018 steeds in ontwikkeling.

KlasseWysig

 
Die Carancas-meteoriet; 'n gewone chondriet klas O
 
Ca/Si teen Mg/Si-verhoudings vir die chondrietklasse

Die drie hoofklasse word met C, O en E aangedui, maar daar is chondriete wat daarbuite val en met klas R of K aangedui word. Daar is dus vyf klasse. Die groepe verwys dikwels na 'n bekende meteoriet of na die yster-samestelling:[1]

  • C -- Die koolstofhoudende chondriete word in 7 groepe ingedeel
  1. CI -- Ivuna-agtig
  2. CM -- Mighei-agtig
  3. CO -- Ornans-agtig
  4. CV -- Vigarano-agtig
  5. CK -- Karoonda-agtig
  6. CR -- Renazzo -agtig
  7. CH -- Hoë Fe 0 ALH 85085-agtig
  8. CB -- Bencubbin-agtig
  • O -- Die gewone (ordinary) chondriete bevat drie groepe
  1. H -- Hoë Fe-gehalte en Fe0/FeO-verhouding
  2. L -- Laer Fe-gehalte en Fe0/FeO-verhouding
  3. LL -- Die laagste Fe-gehalte en Fe0/FeO-verhouding
  • E -- Die enstatiet-chondriete bevat twee groepe
  1. EH -- Hoë Fe-gehalte
  2. EL -- Lae Fe-gehalte
  • R -- Die Rumurutti-agtige chondriete
  • K -- Die Kakangari-agtige chondriete

Die groepe CM en CO vorm saam 'n clan (CM-CO). Dit geld ook vir CV-CK, CR-CH-CB, H-L-LL en EH-EL.

Die groepe kan deur hulle elementsamestelling onderskei word. Die CV-condriete is byvoorbeeld taamlik ryk aan Al, Sc, Ca, La, Sm en arm aan Mn. Vir die EL-chondriete is dit andersom. Hulle kan ook onderskei word volgens die gehalte en grootte van die chondrules, metaaldeeltjies en die matriksmateriaal en die suurstofisotoopverhoudings[2]

Groep chondr.
deursnee
chondrule
%min
max metaal
grootte
metaal
%
matriks
%min
max C H2O FeIII/I Fe/Si Mg/Si Ca/Si δ17O δ18O
EH 0.2-0.6 20 40 22 0 5 0.42 1.9 0.76 0.95 0.77 0.035 3 5.6
EL 0.8 20 40 18 0 5 0.32 1.6 0.83 0.62 0.83 0.038 2.7 5.3
OH 0.3 65 75 0.2 16 10 15 0.11 0.22 0.58 0.81 0.96 0.05 2.9 4.1
OL 0.7 65 75 0.18 6 10 15 0.12 0.46 0.29 0.57 0.93 0.046 3.5 4.6
OLL 0.9 65 75 0.14 2 10 15 0.22 0.71 0.11 0.52 0.94 0.049 3.9 4.9
R 0.4 40 0.1 35 35 0 5.27 4.74
CK 0.7 15 15 0.01 75 75 0.1 1.6 0 0.83 1.13 0.068 -5 -1
CV 1 35 45 0-7 40 50 0.43 0.25 0-0.3 0.76 1.07 0.084 -4.0 0
CO 0.2-0.3 35 40 0-5 30 40 0.38 3.3 0-0.2 0.77 1.05 0.067 -5.1 -1.1
CH 0-0.1 70 70 6 20 5 5 0.96 2.2 1.02 0.017 -1.3 0
CR 0.8 52 52 6.3 44 44 1.97 7.11 0.22 0.81 1.06 0.06 -0.7 2
CM 0.3 15 15 0 60 60 1.82 10.4 0 0.8 1.05 0.068 4.0 12.2
CI 0 0 0 100 100 2.8 16.9 0 0.86 1.05 0.064 8.8 16.4

Koolstofhoudende chondriete (klas C)Wysig

Die koolstofhoudende chondriete, CCs, word gewoonlik as die "primitiefste" meteoriete beskou.

Die chondriete van groepe CI, CM en CR bestaan hoofsaaklik uit 'n waterbevattende koolagtige materiaal. Hulle het stowwe behou wat al by 'n temperatuur van 500-600 oC ontbind. en hulle bevat dikwels gehidrateerde silikate soos saponiet wat reeds onderkant 100 oC sy water sal verloor. Die watergehaltes is onderkant 20%, 8% en 5% vir CI, CM en CR en die erste twee groepe bevat kerogeen en organiese verbindings, soms selfs klein hoeveelhede aminosure. Verhitting kan ook gasse soos die edelgasse soos Ne, N2, CO2, CO, CO, SO2 en Cl2 vrystel. Die samestelling lyk baie soos dié wat die primitiewe Aarde gehad moet hê toe dit gevorm het, sowat 4,4 miljard jaar gelede.[3] C-tipe asteroïdes, soos 162173 Ryugu is waarskynlik die bronne van die koolstofhoudende C-tipe chondriete.[4]

Die matriks van die CO, CV, CK en CH-chondriete is baie droër en bevat minder gasse. Hulle bevat water in die vorm van OH-groepe wat deel van die kristalstruktuur is, soos in amfibole. Hulle besit nogtans die grootste CAI's met groottes wat tot 1 cm kan reik.[3]

Gewone chondriete (klas O)Wysig

OCs is silikaatryke meteoriete wat hoofsaaklik uit olivien en lae-kalsium-pirokseen bestaan, Hulle is die volopste klas meteoriete en verteenwoordig 80% van wat op die aarde val. In die 1960s is 'n verdeling in H, L, en LL ingevoer, maar sedert hierdie tyd is die gaping tussen die drie subklasse opgevul met nuwe gegewens. Hulle vorm 'n kontinuüm. Die H-condriete het die hoogste gehalte yster asook die hoogste Fe/Si-verhouding. Hulle is ook die mees gereduseerde OCs en yster kom hoofsaaklik as gedeë metaal voor. H-chondriete wat ewewig bereik het, besit die laagste silikaat FeO-gehaltes. Die LL-chondriete het die laagste totaal Fe-gehalte , die laagste Fe/Si-verhouding en is die mess geoksideerde OCs. Daar is ook 'n verskil in suurstofisotope: die LL-chondriete het ide laagste 16O-gehalte en die H-chondriete die hoogste. S-tipe asteroïde is die bron van die OC-meteoriete. Monsters wat van 25143 Itokawa verkry is het dit gewys.[5]

Enstatiet-chondriete (klas E)Wysig

Die enstatiet-chondriete bestaan hoofsaaklik uit die mineraal enstatiet. Die E-chondriete was tot nou op aarde gevind is verteenwoordig dalk nie die verdeling in die ruimte nie. E-chondriete bestaan uit drie komponente: silikate, sulfiede en metaal. Die gemiddelde verhouding is ongeveer 68%, 12% en 20%.Die EH-chondriete is gewoonlik die primitiefste en het die minste veranderings ondergaan. Die chemie van E-chondriete het 'n reduserende karakter. Dit word gewoonlik verklaar deur in hoë C/O-verhouding in die binneste dele van die planetêre newel waaruit die sonnestelsel ontstaan het. Die suurstof-fugasiteit is baie laag. Enstatiet-chondriete is die enigste groep chondriete wat se isotoopverhoudings identiek is met die aarde s'n.[6]

Rumurutti-chondriete (klas R)Wysig

Klas R het elementsamestellings en suurstofisotoop verhoudings wat soos klas O lyk, maar in 'n drie-isotope-diagram val hulle bokant die lyn wat die gewone chondriete beskryf. Hulle is dus dalk óf 'n aparte klas óf 'n aparte clan van die O-klas.[1]

Kakangari – chondriete (K)Wysig

Indien daar vyf meteoriete of minder is wat aan mekaar lyk, word dit 'n grouplet ('n groepie) genoem. Die Kakangari-meteoriete is die bekendste 'groepie' en nie regtig 'n klas nie. Hulle samestelling van vuurvaste-litofiele elemente lyk aan die O-chondriete s'n, maar die suurstofisotoop-samestelling lê onder die fraksioneringslyn soos die C-condriete. Daar is chondriete was nie in hierdie klassifikasie pas nie en 'ongegroepeer' genoem word, soos die meteoriet Acifer 094.[1]

VerwysingsWysig

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 Meteorites and the Early Solar System II Dante S. Lauretta, Harry Y. McSween University of Arizona Press, 2006, ISBN 0-8165-2562-5, ISBN 978-0-8165-2562-1
  2. The Origin of Chondrules and Chondrites Derek W. G. Sears Cambridge University Press, 2004, ISBN 1-139-45781-0, ISBN 978-1-139-45781-1
  3. 3,0 3,1 Micrometeorites and the Mysteries of Our Origins M. MauretteSpringer Science & Business Media, 2007, ISBN 3540343350, ISBN 9783540343356
  4. Organic compounds in carbonaceous meteorites. Sephton MA Nat Prod Rep. 2002 Jun;19(3):292-311.
  5. Primitive Meteorites and Asteroids: Physical, Chemical, and Spectroscopic Observations Paving the Way to Exploration Neyda M. Abreu Elsevier, 2018, ISBN 0-12-813326-0, ISBN 978-0-12-813326-2
  6. The chemical composition of the Earth: Enstatite chondrite models M. Javoy, E. Kaminski, F. Guyot, D. Andrault, C. Sanloup, M. Moreira, S. Labrosse, A. Jambon, P. Agrinier, A. Davaille, C. Jaupart Earth and planetary science Letters 293 (2010) 258-268