Хондриты
Хондриты — это древнейшая известная материя. Они образовались одновременно с нашей звездой, Солнцем, выкристаллизовавшись в первичной досолнечной туманности в форме сфероподобных образований, так называемых хондр. Хондры сконденсировались вместе с другой досолнечной материей в более мелкие или более крупные куски породы и в последующие 4,5 млрд. лет почти не претерпели изменений.
По химическому составу хондриты напоминают Солнце, если исключить все летучие элементы, а также гелий и водород. Однако хондриты существенно отличаются по месту кристаллизации в первичной досолнечной туманности и по этому признаку делятся на многочисленные группы и серии, описанные далее.
Кроме разделения на группы и серии, хондриты, как правило, делятся на так называемые петрологические классы под номерами от 1 до 7, соответствующие степени дифференциации индивидуальных хондритов. К классам 1 и 2 относятся только каменноугольные хондриты, т.е. метеориты с редкими маленькими хондрами, изменения в которых происходят за счет окисления и воды. К классу 3 относятся метеориты с более крупными и четко выраженными хондрами, почти не претерпевшие изменений, а к классам 4-6 — хондриты, на протяжении своей истории подвергавшиеся все большему нагреву и потому изменившиеся. Более петрологически выраженные хондры становятся все менее и менее дифференцированными и сливаются с матрицей. К классу 7 относятся метеориты, хондритная природа которых становится очевидной только из химического состава. Они не имеют хондр и являются переходными между хондритами и ахондритами.
Обыкновенные хондриты
Н-хондриты
L-хондриты
LL-хондриты
Хондриты этого класса считаются “обыкновенными”, поскольку составляют более 85% всех хондритов. Они весьма необычны с точки зрения первичной космической материи. Минералогически они состоят в основном из оливинов и ортопироксенов, а также имеют характерное высокое содержание более или менее окислившегося никелистого железа. По содержанию железа и другим минералогическим характеристикам она подразделяются на три группы:
Н-хондриты
В связи с высоким содержанием никелистого железа в название Н-хондритов включена буква «Н», обозначающая “High Iron” (высокое содержание железа). Доля железа в массе метеоритов этой группы составляет от 25% до 31%, из которых 15-19% железа находится в несвязанной металлической форме. Вследствие этого Н-хондриты сильно притягиваются магнитом. Петрологически Н-хондриты относятся к классам 3-7, а минералогически в основном состоят из оливина и ортопироксенового бронзита. Вследствие этого их иногда называют оливин-бронзитными хондритами, хотя это название устарело и в настоящее время используется редко. Сравнение спектров отражения Н-хондритов со спектрами известных астероидов показало, что эти хондриты могут происходить от астероида Геба или его остатков.
L-хондриты
Буква “L” в названии L-хондритов означает “Low Iron” (низкое содержание железа). Как правило, содержание железа в них составляет 20-25%, хотя лишь от 4% до 10% железа находятся в несвязанной металлической форме. Вследствие этого L-хондриты притягиваются магнитом, но значительно слабее, чем Н-хондриты. Петрологически эти хондриты относятся к классам 3-7. Минералогически L-хондриты состоят из оливина и ортопироксенового гиперстена, из-за чего из также называют оливин-гиперстеновыми хондритами. Сегодня это название употребляется редко, однако оно часто встречается в литературе. L-хондриты вполне могут происходить от астероида Эрос, небесного тела, которое в настоящее время изучает космический зонд NEAR-Shoemaker. Их спектры отражения довольно точно совпадают, и возможно, вскоре можно будет с определенностью утверждать, что L-хондриты происходят от этого астероида.LL-хондриты
LL-хондриты являются самыми редкими среди обыкновенных хондритов. Буквы “LL” означают “Low Iron” (низкое содержание железа) и “Low Metal” (низкое содержание металла), поскольку, как правило, LL-хондриты содержат от 19% до 22% железа, причем лишь от 1% до 3% в несвязанной металлической форме. Поэтому LL-хондриты слабомагнитны. Как и Н- и L-хондриты, LL-хондриты петрологически относятся к классам 3-7. В более старых литературных источникам LL-хондриты иногда называются амфотеритами, но это название больше не употребляется, и его следует избегать. Что касается происхождения LL-хондритов, то они могут происходить от близкого к Земле астероида Эрос или другого родительского тела, примерно на 20 км больше.
Каменноугольные хондриты
CI-хондриты
СМ-хондриты
CV-хондриты
СО-хондриты
CR-хондриты
CK-хондриты
СН-хондриты
CB-хондриты
Вероятно, каменноугольные хондриты, или С-хондриты, представляют собой самую древнюю материю и по своему химическому составу больше напоминают Солнце, чем все остальные хондриты. Типичными являются содержание в них воды и минералов, измененное водой, углерода и органических соединений, и нам достоверно известно, что на протяжении своего существования они почти не подвергались термическому воздействию. Простейшие каменноугольные хондриты на протяжении своей истории никогда не подвергались воздействию температуры выше 50 градусов по Цельсию. Несмотря на общие признаки, каменноугольные хондриты существенно отличаются в зависимости от места происхождения в первичной досолнечной туманности и делятся на несколько групп, наиболее важные из которых перечислены далее:
CI-хондриты
CI-хондриты получили название по месту падения в Ивуне, Танзания. Известно очень немного образцов этих редких метеоритов. Это самые простые и неприглядные метеориты, но и самые интересные. Они почти не имеют видимых хондр, но содержат до 20% воды и множество органических соединений, а также аминокислоты и другие модули жизни. Возможно, они происходят из комет, но совершенно очевидно, что они пришли из внешних областей нашей солнечной системы. Это подтверждается тем фактом, что в процессе своего развития они никогда не подвергались воздействию температуры выше 50 градусов по Цельсию.
СМ-хондриты
Значительно лучше представленная в количественном отношении группа СМ-хондритов получила название по месту падения в Мигеях, Украина. Почти все СМ-хондриты принадлежат к петрологическому классу 2. Они содержат меньше воды, чем CI-хондриты, а в остальном весьма сходны с ними по минералогическому составу. Кроме того, они содержат такие органические соединения, как аминокислоты, но имеют ясно различимые хондры и частые так называемые CAI включения (кальциево-алюминиевые включения). CAI содержат микроскопические алмазы с изотопной сигнатурой, что является признаком их значительно большего возраста по сравнению с нашей солнечной системой. Первоначально метеориты группы СМ могли происходить из комет; возможно, они являются остатками Цереры 1, крупнейшего астероида нашей солнечной системы, который имеет весьма сходный спектр отражения.
CV-хондриты
CV-хондриты названы по месту падения в Вигарано, Италия, и относятся к петрологическим классам 3 и 4. По структуре и химическому составу они больше напоминают нормальные хондриты, однако, в отличие от них, содержат также следы воды, органических веществ и особенно много больших хондр и CAI, что является типичным признаком группы CV. Самым известным CV-метеоритом является Алленде, упавший в Мексике в 1969 г., незадолго до первой высадки людей на Луну. В то время на Землю выпало почти две тонны этого редкого и столь ценного в научном отношении метеорита, т.е. достаточно не только для всех научных лабораторий, но и для частых коллекционеров!
СО-хондриты
СО-хондриты названы по месту падения в Орнане, Франция, и петрологически принадлежат к классу 3. По химическому составу они напоминают CV-хондриты, с которыми образуют одну серию, но уже на первый взгляд отличаются от них черным цветом, немногочисленными хондрами и меньшим количеством включений CAI. Кроме того, они содержат ясно различимые включения никелистого железа, которые после полировки выглядят как мерцающие чешуйки.
CR-хондриты
CR-хондриты получили название по месту падения в Ренадзо, Италия, и принадлежат к петрологическим классам 2 и 3. Первоначально они были включены в группу СМ, но в настоящее время очевидно, что они образуют отдельную группу. Как правило, они имеют большие, ясно различимые хондры и, в отличие от СМ-хондритов, сравнительно высокое содержание никелистого железа, а также содержат сульфид железа. Спектры отражения CR-хондритов имеют сходство с Палладой 2, вторым по величине астероидом нашей солнечной системы, из которого, возможно, и происходят эти редкие каменноугольные хондриты.
CK-хондриты
CK-хондриты получили название по месту падения в Карунде, Австралия, относятся к петрологическим классам 3-6 и первоначально относились к группе CV. Вследствие высокого содержания магнетита их срезы, как правило, бывают тусклыми и черными, усеянными включениями хондр различных размеров, а иногда и CAI. Кроме того, многие CK-хондриты имеют ударные жилы, жилы породы, оплавившейся под давлением, указывающие на их родительское тело и/или удар. Однако до настоящего времени не удалось точно установить происхождение этой весьма редкой группы метеоритов.
СН-хондриты
В качестве исключения эта очень маленькая группа каменноугольных хондритов названа не по месту падения, а по характерному признаку: буква «Н» подразумевает “High Iron” и означает, что для этой группы характерно высокое содержание никелистого железа, нередко превышающее 50% общей массы! Одного этого факта было бы достаточно для отнесения группы СН к железокаменным метеоритам, однако сходство с группой CR в содержании каменноугольной породы заставило отнести ее к каменноугольным хондритам. Петрологически все известные СН-хондриты принадлежат к группе 3. Кроме того, существует определенная химическая связь между CH,CR и CB-хондритами, которая была доказана находкой метеорита Ишеево, переходного типа между CH и CB хондритами.
CB- хондриты Бенкуббиниты
В группу Бенкуббинитов, которые иногда также называют CВ-хондриты, входит небольшое число метеоритов, названных по месту падения — Бенкуббин. Помимо углеродного материала, они содержат много железа, что заставило многих исследователей отнести их к железокаменным метеоритам. По химическому составу они очень близки каменноугольным хондритам серий CR и СН-хондритам, поэтому можно полагать, что они образовались в аналогичной зоне первичной до солнечной туманности. Однако возможно, что они происходят из разных зон одного и того же родительского тела, например, Паллады 2, второго по величине астероида в нашей солнечной системе!
Энстатитные, Румурути и другие хондриты Энстатитные хондриты (E-хондриты)
Хондриты Румурути (R-хондриты)
Хондриты Какангари (K-хондриты)
Форстеритные хондриты (F-хондриты)
Энстатитные хондриты
Энстатитные хондриты, часто кратко именуемые Е-хондриты, составляют редкую группу хондритов, во многом отличающуюся от обыкновенных каменноугольных хондритов. Они должны были образоваться в очень бедной кислородом среде, поскольку практически все содержащееся в них железо имеет металлическую форму. Кроме того, их пироксеновая часть не содержит железа и проявляется только в форме богатых магнием энстатитов, от которых они и получили свое название.
Петрологически Е-хондриты относятся к классам 3-7, причем особенно часто представлены классы 3 и 6. Как и обыкновенные хондриты, по содержанию железа Е-хондриты часто делятся на более мелкие группы, поэтому многие из них называются ЕН-хондриты или EL-хондриты. Тем не менее все энстатитные хондриты могут происходить от одного и того же родительского тела. Многие исследователи считают, что его следует искать в непосредственной близости от Солнца, возможно, в районе орбиты Меркурия, поскольку происхождения Е-хондритов требует наличия чрезвычайно бедной кислородом среды. Другие исследователи полагают, что они происходят из внутренней части Астероидного пояса, и только новые исследования позволят точно установить происхождение Е-хондритов.
Хондриты Румурути
Хондриты Румурути, или R-хондриты, названы по месту находки в Румурути, Кения, и по многим свойствам противоположны Е-хондритам. Они так же редки, но содержащееся в них железо практически полностью окислено или имеет форму различных сульфидов железа. Кроме того, содержание железа в оливине R-хондритов поразительно велико и придает им темный, часто красноватый цвет. По сравнению с обыкновенными хондритами R-хондриты имеют немного хондр. Петрологически она относятся к классам 3-6, вследствие чего многие R-хондриты являются так называемыми брекчиями разных степеней. Это заставляет предполагать, что их родительское тело испытывало активное ударное воздействие. Во многих R-хондритах имеются включения углеродного материала, что также подтверждает активное ударное воздействие на их родительское тело.
Хондриты Какангари
Хондриты Какангари, или K-хондриты, названы по месту падения — Какангари. Петрологически метеориты этой группы до настоящего времени относятся к классу 3. Степень их окисления является промежуточной между обыкновенными и энстатитными хондритами, а уникальная изотопная сигнатура позволяет предположить, что они происходят от одного родительского тела.
Фостеритные хондриты
Фостеритные хондриты, или F-хондриты, известны только как включения в другие метеориты и описаны в литологии обритов из Кумберленд Фоллс, США. Минералогически они в основном состоят из оливинового концевого фостерита, что позволяет говорить о них как об отдельной группе. Однако до настоящего времени на Земле не был найден ни один целый метеорит этой группы, и поэтому данный класс следует считать гипотетическим.
