✖


Jump to content

IC хондрит

(Перенаправлено с метеорита Ивуна )

IC хондрит
- Группа -
Тип Хондрит
Структурная классификация ?
Сорт Углеродистый хондрит
Подгруппы
  • Никто?
Родительское тело Неизвестный
Состав ?
Всего известных экземпляров Обсуждается: 5–10+
ТКВ 17 килограммов (37 фунтов)
Альтернативные названия CI хондриты, C1 хондриты, CI хондритовые метеориты, хондритовые метеориты C1

Хондриты CI , также называемые хондритами C1 или углеродистыми хондритами типа Ивуны , представляют собой группу редких углеродистых хондритов , разновидности каменных метеоритов . Они названы в честь метеорита Ивуна , типового образца . Хондриты CI были обнаружены во Франции, Канаде, Индии и Танзании . Их общий химический состав очень напоминает элементный состав Солнца ( и, следовательно, всей Солнечной системы ), больше, чем любой другой тип метеорита.

Хондриты CI богаты летучими веществами — водой, органикой и другими легкими элементами/соединениями. В них больше воды, чем в комете 67P/Чурюмова–Герасименко . [ 1 ] [ 2 ] Некоторые экземпляры, которые классифицируются как пограничные CI, обнаруженные в Антарктиде, иногда выделяют в отдельную группу - хондриты CY.

Обозначение

[ редактировать ]

Аббревиатура CI происходит от буквы C , обозначающей углерод , и в названии схемы Уоссона. [ 3 ] Я из , Ивуны типовой местности в Танзании . Цифра 1 в C1 обозначает метеориты типа 1 в старой классификационной схеме Ван Шмус-Вуда. [ 4 ] до сих пор используется для петрографии. Петрографические метеориты типа 1 по определению не имеют полностью видимых хондр .

История коллекции

[ редактировать ]

очень мало Находок хондритов CI , всего пять или около того (см. раздел «Антарктика» ). Самая старая находка датируется 1806 годом: метеорит был замечен недалеко от Алеса (или Але) во Франции. Следовательно, куски весом 6 килограммов были обнаружены в Сент-Этьен-де-л'Ольм и Кастельно-Валанс , небольших деревнях к юго-востоку от Алеса. В 1864 году еще одно падение произошло во Франции в Оргее недалеко от Монобана . Метеорит распался на 20 частей общим весом 10 килограммов. В 1911 году метеорит был замечен недалеко от Тонка ( Раджастан ) в Индии. Было обнаружено лишь несколько фрагментов весом всего 7,7 грамма (0,27 унции). [ 5 ] Метеорит из типового местонахождения Ивуна в Танзании упал в 1938 году, расколовшись на три части общим весом 705 граммов (24,9 унции). За этим последовало в 1965 году очень яркое падение в Ревелстоке, Британская Колумбия , но были найдены только два крошечных фрагмента весом в 1 грамм (0,035 унции). Всего на данный момент существует около 17 килограммов CI-хондритов.

CI Хондриты
Имя Осенняя дата Страна ТКВ Ссылка.
Але 1806 Франция 6 кг [ 6 ]
Гордость 1864 Франция 14 кг [ 7 ]
Тонк 1911 Индия 7,7 г [ 8 ]
Он ломается 1938 Танзания 705г [ 9 ]
Ревелсток 1965 Канада 1,6 г [ 10 ]

Метеориты, в частности Оргеля , были распределены по коллекциям по всему миру. Ревелсток и, в меньшей степени, Тонк малы и трудны для изучения, не говоря уже о том, чтобы рассредоточиться. [ 11 ]

Классификация

[ редактировать ]

Хондриты CI — очень хрупкие и пористые породы, которые легко распадаются при спуске в атмосферу ; это объясняет, почему до сих пор были обнаружены в основном небольшие фрагменты. Хорошим примером является очень яркое падение в Ревелстоке. Несмотря на то, что болид «обещал быть большим», он дал только два крошечных фрагмента весом менее одного грамма - «сомнительное отличие самого маленького обнаруженного метеорита» [в то время]. [ 12 ] Для хондритов CI характерна черная плавленая корка , которую иногда трудно отличить от очень похожего матрикса. Непрозрачная матрица богата углеродистым материалом и содержит черные минералы, такие как магнетит и пирротин . Местами белые водоносные карбонаты и сульфаты присутствуют .

Химия – эталонный стандарт солнечной энергии (системы)

[ редактировать ]
Основная статья: Распространенность химических элементов

Определяющей особенностью метеоритов CI является их химический состав, богатый летучими элементами, более богатый, чем у любых других метеоритов. Элементный анализ метеорита CI используется в качестве геохимического стандарта, поскольку он имеет «удивительно тесную связь». [ 13 ] к строению Солнца и всей Солнечной системы . [ 14 ] [ 15 ] Этот стандарт численности является мерой, по которой другие метеориты, [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] кометы, [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] а в некоторых случаях и сами планеты [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] [ 20 ] (после пересмотра [ 26 ] [ 27 ] ) анализируются.

Гольдшмидт отметил примитивный (предварительно дифференцированный ) состав некоторых метеоритов, назвав это «космическим» изобилием: он предположил, что метеориты прибыли из свободного космоса, а не из нашей Солнечной системы. [ 28 ] [ 29 ] В свою очередь, изучение такого содержания стимулировало, а затем подтвердило работу в области нуклеосинтеза и звездной физики. [ 30 ] [ 17 ] В каком-то смысле выбор терминов Гольдшмидтом, возможно, оправдался: составы Солнца и CI также кажутся похожими на близлежащие звезды. [ 31 ] [ 32 ] существуют и пресолнечные зерна (хотя они слишком малы, чтобы иметь к этому отношение).

Численность CI более правильно связана с численностью солнечной фотосферы . Небольшие различия существуют между внутренней частью Солнца, фотосферой и короной/солнечным ветром. Тяжелые элементы могут оседать в недрах звезд (для Солнца этот эффект оказывается незначительным [ 32 ] ); на корону и, следовательно, на солнечный ветер влияют физика плазмы и механизмы высоких энергий, и они представляют собой несовершенные образцы Солнца. [ 19 ] [ 20 ] Другие проблемы включают отсутствие спектральных характеристик благородных газов и, следовательно, прямых фотосферных наблюдений. [ 30 ] Поскольку значения CI измеряются напрямую (сначала с помощью анализа , теперь с помощью масс-спектрометрии и, при необходимости, нейтронно-активационного анализа ), они более точны, чем солнечные значения, которые подчиняются (помимо вышеупомянутых полевых эффектов) спектрофотометрическим предположениям, включая элементы с конфликтующими спектральными линиями. В частности, когда содержание железа в CI и на Солнце не совпадало, [ 33 ] [ 34 ] под сомнение и исправление была поставлена ​​солнечная величина, а не номер метеорита. [ 31 ] [ 35 ] Численность Солнца и CI, к лучшему или к худшему, различается тем, что, например, хондриты конденсировались ~4,5 миллиарда лет назад и представляют собой некоторые начальные планетарные состояния (т.е. протосолнечное содержание), [ 36 ] [ 37 ] пока Солнце продолжает сжигать литий [ 38 ] и, возможно, другие элементы [ 30 ] [ 32 ] [ 17 ] и постоянное создание гелия , например, из дейтерия .

Проблемы с численностью CI включают гетерогенность (локальные вариации), [ 39 ] [ 40 ] бром и другие галогены, которые растворимы в воде и, следовательно, нестабильны. [ 38 ] [ 19 ] [ 41 ] [ 27 ] Летучие вещества, такие как благородные газы (см. ниже) и атмосферофильные элементы углерод, азот, кислород и т. д., теряются из минералов и, как предполагается, не поддерживают солнечное соответствие. Однако в современную эпоху измерения углерода и кислорода на Солнечной энергии значительно снизились. [ 30 ] [ 42 ] [ 43 ] Поскольку это два наиболее распространенных элемента после водорода и гелия, металличность Солнца существенно меняется. [ 43 ] [ 44 ] Вполне возможно, что хондриты CI могут содержать слишком много летучих веществ, а матрица хондритов CM (за исключением хондр , богатых кальцием и алюминием включений и т. д.) или озеро Тагиш может быть лучшим показателем содержания Солнца. [ 38 ] [ 45 ] [ 46 ]

См. также: Расширенный обозреватель композиции.
См. также: Genesis_(космический корабль)

Кислород

[ редактировать ]

Кислород — главный элемент в CI- и многих других метеоритах. Несмотря на Солнечное соглашение, общие элементы углерод и азот редко конденсируются в минералы для включения и извлечения в виде метеоритов. Вместо этого они имеют тенденцию образовывать различные газы. Они были истощены в ранние эпохи Солнечной системы, а кислород образует многочисленные оксиды.

Исследования изотопов кислорода проводились еще до нашей эры как на земных камнях, так и на метеоритах. [ 47 ] [ 48 ] Однако когда-то широко считалось, что изотопные различия в отдельных образцах (за исключением радиоизотопов) являются локальными эффектами, вызванными процессами разделения (плюс расщепление , захват и т. д.) – тем не менее, все материалы образовались из общего пула с одним кислородом. смесь. Падение и анализ метеорита Альенде с большим количеством материала, доступного для изучения, ясно продемонстрировали, что Солнечная система содержит разные резервуары кислорода с разными соотношениями изотопов. [ 49 ] [ 50 ]

Три стабильных O-изотопа: 16 Ой , 17 О , и 18 О. ​«Заговор трех изотопов» ( 17 Т/ 16 Ось О против 18 Т/ 16 Ось О) показывает разные материалы Солнечной системы — и, следовательно, их кислородные резервуары и, вероятно, разные области формирования — в разных полях. Хондриты CI четко изотопно отличаются от своих петрологических родственников, хондритов CM, по полю: CI обогащены 18 О, и в меньшей степени 17 O, по сравнению с CM, без дублирования между ними. Антарктические (CI, CI-подобные и/или CY) метеориты еще более обогащены 18 О. Это макроскопические образцы с самым тяжелым кислородом в Солнечной системе. Исследования и классификация изотопов кислорода были продолжены и на других группах, классах метеоритов и других астроматериалах. [ 51 ] [ 52 ] [ 53 ] [ 54 ] [ 50 ]

Железо

[ редактировать ]

Железо присутствует в количестве 25 мас.%, но главным образом в виде слоистых силикатов и оксидов (магнетита) – см. ниже. Это немного более высокий уровень, чем у хондритов CM, поскольку железо образует несколько более прохладное вещество, чем магний. Сидерофилы . никель и кобальт также следуют за железом [ 55 ]

Большая часть железа находится в виде катионов в слоистых силикатах и ​​железа, связанного в виде магнетита. Некоторые выглядят как ферригидрит , [ 56 ] но не в Ивуне. [ 57 ]

Углерод

[ редактировать ]

Среднее значение CI составляет ~3,8% углерода с отклонениями от 2 до 5%. Это самый высокий из углистых хондритов, но не из всех метеоритов — некоторые уреилиты могут содержать больше.

Углерод частично находится в виде самородного углерода (графит, наноалмазы и т. д.), а также карбонатов, [ 58 ] [ 59 ] но основная масса рассеяна в виде шариков органики.

Органические соединения
[ редактировать ]

Органические вещества в CI включают меньшее количество растворимых фракций и большую часть макромолекулярных (нерастворимых) органических веществ, таких как ПАУ . [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ]

Азот появляется как в виде нитрилов / аминов , так и в виде нитрилов/аминов . [ 63 ] а также растворенный аммоний. [ 64 ]

Газ

[ редактировать ]
Основная статья: Богатые газом метеориты

Все углеродистые метеориты в той или иной степени богаты газом. [ 65 ] [ 66 ] Гордость, [ 67 ] [ 43 ] Алаис, Ивуна [ 68 ] и Тонк все анализируют на более высокие уровни газа, чем типичные метеориты. [ 69 ] Ревелсток слишком мал для традиционных измерений. [ 70 ] [ 18 ]

Большинство газов запасаются преимущественно углеродом. углерода Многочисленные аллотропы образуют многочисленные сетчатые твердые тела (особенно при наличии гетероатомов), способные хранить атомы в своих решетках и на поверхности. Газы часто встречаются в «темных» CM-подобных отложениях. [ 66 ] «необыкновенный поглотитель», причем в магнетите. [ 71 ] [ 72 ]

Петрология

[ редактировать ]

Основной петрологической характеристикой хондритов типа 1, таких как CI, является отсутствие распознаваемых хондр, что исключает образец из оз. Тагиш. Тем не менее, небольшие фрагменты хондр и включения, богатые кальцием и алюминием (CAI), встречаются, но довольно редко. [ 73 ]

Тип 1 2 3 4 5 6 7
Текстура нет хондр очень четко выраженные хондры четко выраженные хондры хондры можно распознать плохо распознаваемые хондры реликтовые хондры
Матрица мелкозернистый непрозрачный в основном тонкий, непрозрачный кластический и незначительный непрозрачный крупнозернистый прозрачный, рекристаллизованный, огрубление от 4 до 7 типа
Однородность ол+рх (содержание Fe, Mg) – Среднее отклонение Fe >5% 0-5% однородный
Полиморф пироксена с низким содержанием кальция – преимущественно Cpx, моноклинический cpx обильный, моноклинный >20% cpx обильный, моноклинный <20% орторомбический
Полевой шпат – только первичный; второстепенный и кальциевый кристаллический, вторичный полевой шпат отсутствует Вторичный полевой очень мелкозернистый <2 мкм мелкозернистые, мелкие вторичные зерна <50 мкм зерна хорошо заметны, грубеют от типа 5 до 7, >зерна 50 мкм
Стекло в хондрах – прозрачный и изотропный мутный, расстеклованный Отсутствующий
Металл, максимальное содержание Ni – тэнит второстепенный или отсутствует, <20 мас.% Ni камасит и тэнит (>20 % мас. Ni) в растворении
Сульфиды, среднее содержание Ni – >0,5% масс.% <0,5% масс.%
Содержание H2O (мас.%) 18-20 2-16 0.3-3 <2
Содержание углерода (мас.%) 3-5 1.5–2.8 0.1–1.1 <0,2

Источник: Лоддерс, К. Фегли, Б. младший. «Спутник планетарного ученого», 1998, сам по себе из предыдущих источников.

Филлосиликаты и водные изменения

[ редактировать ]
Основная статья: Silicate_mineral § Филлосиликаты

Хотя хондриты CM также содержат большое количество слоистых силикатов, [ 74 ] [ 75 ] Хондриты CI петрологически отличаются практически полным отсутствием чего-либо, кроме слоистого матрикса, согласно их обозначению Типа 1. [ 76 ] [ 77 ] УМ представляют собой преимущественно тохилинит - кронстедтитовые сростки («ТКИ»), тогда как КИ содержат серпентинит -смектитовые (часто сапонитовые ) слои. [ 78 ] [ 56 ] [ 57 ] [ 79 ] В обоих случаях два минерала образуют листы, чередующиеся на молекулярном уровне; тогда слоистый силикат удерживает ионы гидроксида (OH − ) или истинная вода (H 2 O), связанная между слоями (возможно, и то, и другое, в случае многослойности ). [ 80 ] Серпентинит и сапонит были идентифицированы по их характерным расстояниям между слоями 7 ангстрем и ~ 12 ангстрем соответственно. [ 81 ] [ 57 ] [ 82 ]

Эти слоистые силикаты являются продуктами водных изменений. Исходные протосолнечные конденсаты оливин и пироксен , имеющие ионные связи между компонентами, чувствительны к воде, особенно при нагревании. [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] Спор идет о том, произошло ли это изменение вообще у свободно плавающих частиц (небулярная гипотеза). [ 86 ] или внутри метеоритов (или их родительских малых тел ) — гипотеза родительского тела. [ 87 ] На хондритах CI наличие жил и множественная морфология магнетита, возможно, предполагают и то, и другое в нескольких эпизодах. [ 88 ] [ 56 ] [ 57 ] [ 54 ] [ 89 ]

Примечательно, что сильно измененный материал все же имеет самое примитивное содержание элементов. [ 90 ] Какие бы водные процессы ни сформировали хондриты CI, либо они не перемещали минералы дальше, чем в масштабе от мм до см, либо родительское тело было настолько псевдоожижено, что все объемы, которые стали хондритами CI, были гомогенизированы. [ 91 ] [ 82 ] [ 27 ] [ 92 ] в любом случае закрытая система. [ 93 ] [ 50 ]

Водные изменения дошли до точки отсутствия свободного (металлического) металла. Все или практически все металлические зерна теперь связаны в виде оксидов, сульфидов и т. д. [ 94 ]

В случае с антарктическими находками (предполагаемые хондриты CY) этот процесс частично изменился. Филлосиликаты в некоторой степени дегидратировались и превратились в силикаты. [ 95 ] [ 81 ] [ 91 ] [ 96 ] предполагая другое родительское тело для этих метеоритов. [ 97 ]

Эту воду можно извлечь искусственно с помощью термогравиметрического анализа: используя тепло для удаления летучих веществ из мест их хранения. Температура варьируется в зависимости от формы и хозяина. В случае гидроксида два таких иона гидроксилируют друг друга, образуя молекулы воды и вдвое меньше молекул кислорода: [ 98 ] [ 99 ] [ 100 ]

2   ОН →   Н 2 О + 1/2 О 2

Вода

[ редактировать ]

Хондриты CI содержат от 17 до 22 весовых % воды — больше воды, чем комета 67P/Чурюмова-Герасименко . [ 101 ] [ 102 ] [ 103 ] С этими фактами, видимо, связана их высокая пористость (до 30%). Вода в основном связана с водоносными силикатами. Сильное водное изменение при довольно низких температурах (от 50 до 150 °C). [ 104 ] – отличительная черта хондритов CI – на что указывает наличие минералов, таких как эпсомит, а также карбонатов и сульфатов. Жидкая вода должна была проникнуть в материнское тело через трещины и трещины и затем отложить водоносные фазы.

Жидкие включения – кристаллические пустоты, достаточно неповрежденные, чтобы содержать жидкость, – были обнаружены и в других метеоритах. [ 105 ] [ 106 ] и хондриты CI Ивуна и, вероятно, Оргейл. [ 107 ] [ 108 ] Такие образцы рассола — единственные сохранившиеся жидкости, которые можно изучить из ранней Солнечной системы.

Магнетит

[ редактировать ]

Свободное (металлическое) железо практически отсутствует и превращается, например, в магнетит . Хотя магнетит встречается во многих метеоритах, он широко распространен и характерен для углистых хондритов, особенно для CI. [ 109 ] Содержание магнетита составляет ~4%, второе место после слоистых силикатов; [ 110 ] он принимает разные размеры и морфологии. [ 111 ] [ 112 ] [ 113 ]

Эти морфологии включают обычные кристаллы, сферы и сфероиды. Сфера (оиды) имеют несколько размеров. [ 109 ] [ 88 ] в отличие от СМ. [ 72 ] «Фрамбоиды» (фр. малиноподобные ) представляют собой круглые скопления более мелких круглых сфероидов. [ 111 ] [ 88 ] [ 89 ] «Плакетки» напоминают стопки посуды, ниток или ульи. [ 111 ] [ 113 ] [ 89 ] Они характерны для КИ и не встречаются в КМ. [ 77 ] [ 89 ]

Магнетит возник в результате продолжающегося окисления сульфидов: номинально троилита (стехиометрического FeS), но де-факто пирротина (Fe (1-x) S) с пентландитом , пиритом и их никелевыми замещениями и т. д. Затем никель, хром и другие легирующие элементы теряются. как крошечные крупинки. [ 114 ] [ 115 ] [ 116 ] Это окисление, по-видимому, происходило в течение нескольких поколений. [ 116 ] [ 117 ]

Магнетит имеет явно более легкие изотопы кислорода. [ 118 ] Он действует как несущая фаза для ксенона. [ 119 ] [ 72 ]

Соединения серы

[ редактировать ]

Встречаются сульфиды железа, такие как пирротин, пентландит, троилит и кубанит. [ 120 ] Отношение Mg/Si, равное 1,07, довольно высокое. [ 121 ] Лишь хондриты CV более обогащены магнием. Отношение Ca/Si, равное 0,057, является самым низким среди всех углистых хондритов. [ 122 ] Что касается изотопов кислорода , хондриты CI имеют самые высокие значения δ. 17 О и δ 18 O среди углистых хондритов, хотя см. антарктические образцы ниже. Соотношение 17/18 сравнивается с земными значениями (на «TFL», линии земного фракционирования).

Другие компоненты

[ редактировать ]

Филлосиликатная матрица содержит неповрежденные минеральные зерна, такие как оливин/пироксен, карбонаты, сульфаты, сульфиды и магнетит. CI-хондриты содержат следующие минералы:

Все эти ферромагнезиальные силикаты представляют собой крошечные равноразмерные идиоморфные зерна, кристаллизующиеся при высоких температурах.

Водоносные, богатые глиной слоистые силикаты , такие как монтмориллонит и серпентиноподобные минералы. Основные составляющие. По мере водного изменения минералов происходят:

К углеродистым минералам относятся:

Ферромагнезиальные минералы изолированы и не имеют признаков изменений. [ 123 ]

Физические параметры

[ редактировать ]

Из-за высокой пористости хондриты CI имеют плотность всего 2,2 г/см. 3 .

Естественная история

[ редактировать ]

Формирование

[ редактировать ]

Хондриты CI и близкородственные хондриты CM очень богаты летучими веществами, особенно водой. Предполагается, что первоначально они образовались во внешнем поясе астероидов , на расстоянии, превышающем 4 – причиной этого является так называемая снеговая линия, расположенная на этом расстоянии и представляющая температуру 160 К. а.е. В этих условиях вся имеющаяся вода конденсировалась в лед и поэтому сохранялась. Это подтверждается сходством хондритов CI с ледяными лунами внешней Солнечной системы. Более того, по-видимому, существует связь с кометами : подобно кометам, хондриты CI аккрецировали силикаты, лед и другие летучие вещества, а также органические соединения (пример: комета Галлея ).

возникновение

[ редактировать ]

Метеориты CI редки, но материал CI широко распространен. [ 124 ] Вопрос усложняется тем, что углерод и смешанная органика имеют тенденцию быть непрозрачными и доминировать в спектре материала. Тем не менее, они имеют плоские, безликие спектры в диапазонах, доступных для обычных телескопов на Земле, что затрудняет их идентификацию. [ 125 ] [ 126 ]

Микрометеориты/Пыль

[ редактировать ]

Количество материала, достигающего Земли в виде микрометеоритов/межпланетной пыли, более чем на порядок (почти в два раза) больше, чем в виде макроскопических объектов. [ 117 ] Поскольку лобовая площадь падает пропорционально квадрату размера, а объем - кубу размера , два объекта из одного и того же материала (и, следовательно, плотности) будут испытывать больший нагрев и напряжение при входе в атмосферу гораздо больше, чем гораздо меньший объект. Частицы пыли и в некоторой степени микрометеориты преодолевают фильтр хрупкости, предотвращая дальнейшее восстановление хондритов CI. Частицы определенного размера также получают выгоду от эффекта Пойнтинга-Робертсона , заставляя их сталкиваться с Землей на более медленных относительных скоростях. [ 127 ]

Микрометеориты/пылевые частицы разнообразны. Они обычно CM-подобны, но также включают CR- [ 124 ] [ 128 ] и CI-подобный. [ 79 ] Пылевая частица, дожившая до возраста Солнечной системы, будет иметь квази-CI содержание. Частицы водной пыли этого класса напоминают материал CI. [ 127 ] Некоторые, без обработки родительского тела, имели бы численность даже ближе к протосолнечной. [ 129 ] Сюда входят еще более высокие летучие вещества, например, в UCAMM (ультрауглеродистые антарктические микрометеориты).

В Кластах

[ редактировать ]
Основная статья: Clastic_rock

Как и в случае с микрометеоритами/пылью, большинство примеров похожи на CM. Однако, [ 77 ]

Церера

[ редактировать ]

Предполагается, что Церера является родительским телом CI . [ 130 ] [ 131 ]

Кометы?

[ редактировать ]

Некоторые доказательства утверждают, что кометы не являются родительскими телами хондритов CI . [ 132 ] [ 133 ] Однако эти доказательства носят в разной степени философский и косвенный характер. Космические зонды перевернули наши представления о кометах; в частности, Stardust вернула материал из Wild 2 , который выглядит скорее астероидным, чем кометным. (Это также включает вопросы о методе захвата и его выбора /изменения.) эффектах [ 134 ]

До сих пор постулируется возможность того, что хондриты CI являются образцами комет. [ 135 ] [ 136 ] [ 137 ] Гунель вычисляет, что предыдущая орбита Оргеля была орбитой короткопериодической кометы. [ 138 ] [ 117 ]

Эти дебаты предполагают, что различие между двумя малыми организациями является обоснованным и жестким, что в настоящее время обсуждается. [ 139 ] [ 140 ] [ 117 ] Проблема включает в себя смешение (номинально) комет и астероидов в космосе. [ 141 ] [ 142 ] [ 2 ]

Антарктические CI хондриты (?)

[ редактировать ]

Антарктида была благодатным источником метеоритов. Увеличение добычи на ледяных полях континента привело к появлению, возможно, CI или CI-подобных экземпляров, начиная с Ямато 82042 и 82162 (Y 82042, Y82162). В 1992 году Икеда предложил, чтобы эти метеориты, несколько отличающиеся от неантарктических образцов, получили свои собственные групплеты. [ 143 ] в то время их было три, меньше пяти (неспарных) метеоритов, необходимых для полной группы. [ 144 ] [ 145 ] [ 146 ] Эти метеориты имеют заметно более высокое содержание сульфидов и 18 Уровень O даже выше, чем у предыдущих образцов CI, что делает их самыми тяжелыми по кислороду из всех найденных метеоритов.

К 2015 году список образцов увеличился: возможно, Y 86029, 86720, 86789, 980115, Belgica 7904 и пустынный хондрит, Dhofar 1988. King et al. возобновил призыв к созданию отдельной группы - хондритов «CY». [ 147 ] [ 148 ] В 2023 году с помощью спектроскопии среднего инфракрасного диапазона было обнаружено, что астероид (3200) Фаэтон является родительским телом CY. [ 149 ] далее поддерживая идею отдельной классификации этих метеоритов.

Большинство антарктических образцов отличаются тем, что слоистые силикаты начали восстанавливаться (как описано выше), а также содержанием в них сульфидов. Сульфиды превосходят магнетит.

Неправильная классификация

[ редактировать ]

Из-за их редкости и важности в качестве геохимических эталонов многие стремятся назвать образцы CI.

Образец кратера Бенч

[ редактировать ]
Основная статья: Метеорит из кратера Бенч

Во время миссии «Аполлон-12» был найден метеорит в 1969 году на Луне , который сначала считался хондритом CI, но позже оказался близкородственным хондритом CM .

Кайдун

[ редактировать ]
Основная статья: Метеорит Кайдун

В 1983 году Каллемейн и Керридж заявили, что метеорит Кайдун был потенциальным КИ. [ 150 ] Поскольку группа хондритов CR все еще обсуждалась метеоритным сообществом, CI в то время казался более подходящим. Кайдун официально является CR2 .

Метеорит озера Тагиш

[ редактировать ]
Основная статья: Тагиш_Озеро_(метеорит)

произошел обвал В 2000 году на озере Тагиш на территории Юкон . Этот метеорит не входит в число хондритов CI, так как содержит хондры. Его обозначают С2-разгруппированный (ung) .

Петрографически метеорит «без сомнения» относится ко второму типу. [ 151 ] [ 152 ] Химическое содержание «очень похоже» на CM, «явно выше, чем уровни хондрита CI». [ 153 ] Хотя изотопы углерода и азота ближе к CI, [ 154 ] изотопы кислорода преобладающие не являются CI-подобными. Озеро Тагиш богато 17 О, но не хватает 18 O, помещая его ближе к метеоритам CM и на линии CCAM (смешивание углеродистого хондрита и безводных минералов) с кланом CM-CO. [ 155 ] [ 156 ] [ 157 ]

Фридрих и др. заключить, что «[относительно] озера Тагиш является хондритом CI: это не так». [ 158 ]

СВА 5958

[ редактировать ]

В 2011 году другая исследовательская группа заявила, что метеорит Northwest Africa 5958 (NWA 5958) был CI. [ 159 ]

Позже команда сообщила, что это не так. [ 160 ] NWA 5958 — это C2-ung .

Важность

[ редактировать ]

По сравнению со всеми метеоритами, обнаруженными на сегодняшний день, хондриты CI обладают наибольшим сходством с распределением элементов в исходной солнечной туманности . По этой причине их еще называют примитивными метеоритами . За исключением летучих элементов углерода , водорода , кислорода и азота , а также благородных газов , которых не хватает в хондритах CI, соотношения элементов практически идентичны. Литий является еще одним исключением, он обогащен метеоритами (литий на Солнце участвует в нуклеосинтезе и поэтому уменьшается).

стало обычным Из-за этого сильного сходства в петрологии нормализовать образцы горных пород по сравнению с хондритами CI по конкретному элементу, т.е. соотношение порода/хондрит используется для сравнения образца с исходным солнечным веществом. Коэффициенты > 1 указывают на обогащение, коэффициенты < 1 – на обеднение образца. Процесс нормализации используется в основном в спайдер-диаграммах для редкоземельных элементов .

Хондриты CI также имеют высокое содержание углерода. Помимо неорганических соединений углерода, таких как графит, алмаз и карбонаты, представлены органические соединения углерода. Например, были обнаружены аминокислоты. Это очень важный факт в продолжающихся поисках происхождения жизни .

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Рикман, Х. (2017). Происхождение и эволюция комет: десять лет после модели Ниццы и один год после Розетты . Всемирная научная. ISBN  978-981-3222-57-1 .
  2. ^ Jump up to: а б Букет, А.; Миллер К.Э. Гляйн CR Мусис О. (2021). «Ограничения на вклад раннего эндогенного радиолиза в окисление в материнских телах углеродистых хондритов» . Астрон. Астрофизика . 653 : А59. Бибкод : 2021A&A...653A..59B . дои : 10.1051/0004-6361/202140798 . S2CID   237913967 .
  3. ^ Уоссон, Дж. Т. (1974). Метеориты-классификация и свойства . Берлин: Шпрингер. ISBN  978-3-642-65865-5 .
  4. ^ Ван Шмус, WR; Вуд, Дж. А. (1967). «Химико-петрологическая классификация хондритовых метеоритов». Геохим. Космохим. Минуты . 31 (5): 74765. Бибкод : 1967GeCoA..31..747V . дои : 10.1016/S0016-7037(67)80030-9 .
  5. ^ Кристи, ВАК (1914). «Состав Тонкского метеорита». Журнал Астрономического общества Индии . 4 (2): 71–72.
  6. ^ Тенард, LJ (1806). «Анализ аэролита, найденного в районе Але». Энн. хим. Физ . 59 :103.
  7. ^ Пизани, Ф. (1864). «Химическое исследование и анализ огненного шара Оргеля». Доклады Парижской академии наук . 59 : 132–35.
  8. ^ Кристи, ВАК (1914). «Углеродистый аэролит из Раджпутаны». Рек. геол. Выж. Индия . 44 : 41–51.
  9. ^ Максуин, штат Хайю; Ричардсон, С.М. (1977). «Состав углеродистой матрицы хондрита». Геохим. Космохим. Акта . 41 (8): 1145–61. Бибкод : 1977GeCoA..41.1145M . дои : 10.1016/0016-7037(77)90110-7 .
  10. ^ Фолинсби, RE; Дуглас, JAV (1967). «Ревелсток, новый углеродистый хондрит типа I». Геохим. Космохим. Акта . 31 (10): 1625–35. Бибкод : 1967GeCoA..31.1625F . дои : 10.1016/0016-7037(67)90111-1 .
  11. ^ Грейди, ММ (2000). Каталог метеоритов (5-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-66303-2 .
  12. ^ Фолинсби, RE; Дуглас, JAV; Максвелл, Дж. А. (1967). «Ревелсток, новый углеродистый хондрит типа I». Geochimica et Cosmochimica Acta . 31 (10): 1625–35. Бибкод : 1967GeCoA..31.1625F . дои : 10.1016/0016-7037(67)90111-1 .
  13. ^ Холвегер, Х. (1977). «Солнечные соотношения Na/Ca и S/Ca: близкое сравнение с углеродистыми хондритами». Письма о Земле и планетологии . 34 (1): 152–54. Бибкод : 1977E&PSL..34..152H . дои : 10.1016/0012-821X(77)90116-9 .
  14. ^ Асплунд, М.; Гревесс, Н.; Соваль, Эй Джей; Скотт, П. (2009). «Химический состав Солнца». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 481–522. arXiv : 0909.0948 . Бибкод : 2009ARA&A..47..481A . doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145222 . S2CID   17921922 .
  15. ^ Пальме, Х.; Лоддерс, К .; Джонс А. (2014). «Содержание элементов Солнечной системы». В Дэвисе, AM (ред.). Трактат по геохимии . Эльзевир. стр. 15−36.
  16. ^ Арндт, П.; Бохсунг, Дж.; Маец, М.; Джессбергер, ЕК (1996). «Содержание элементов в межпланетных пылевых частицах». Метеоритика и планетология . 31 (6): 817–33. Бибкод : 1996M&PS...31..817A . дои : 10.1111/j.1945-5100.1996.tb02116.x .
  17. ^ Jump up to: а б с Лоддерс, К .; Фегли, Б. младший (2011). Химия Солнечной системы . Кембридж: Издательство RSC. ISBN  978-0-85404-128-2 .
  18. ^ Jump up to: а б Рассел, СС ; Саттл, доктор медицины; Кинг, Эй Джей (2021). «Распространенность и значение петрологического хондритического материала 1-го типа» . Метеорит Планета Науч . 57 (2): 277–301. дои : 10.1111/maps.13753 . S2CID   243853829 .
  19. ^ Jump up to: а б с Андерс, Э.; Гревесс, Н. (1989). «Изобилие элементов: метеоритное и солнечное». Геохим. Космохим. Минуты . 53 (1): 197–214. Бибкод : 1989GeCoA..53..197A . дои : 10.1016/0016-7037(89)90286-X . S2CID   40797942 .
  20. ^ Jump up to: а б с Лоддерс, К .; Фегли, Б. младший (1998). Спутник планетолога . Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета. ISBN  9780195116946 .
  21. ^ Льюис, Дж. С. (2000). Опасности столкновения комет и астероидов на населенной Земле . Сан-Диего: Академическая пресса. п. 50. ISBN  0-12-446760-1 .
  22. ^ Пакетт, Дж.А.; Энгранд, К.; Стензель, О.; Хильхенбах, М.; Кисель, Дж.; и др. (2016). «Поиск включений, богатых кальцием и алюминием, в кометных частицах с помощью Rosetta/COSIMA» (PDF) . Метеорит Планета Науч . 51 (7): 1340–1352. Бибкод : 2016M&PS...51.1340P . дои : 10.1111/maps.12669 . S2CID   132170692 .
  23. ^ Харкинс, WD (1917). «Эволюция элементов и стабильность сложных атомов. I. Новая периодическая система, показывающая связь между содержанием элементов и структурой ядер атомов» . Дж. Ам. хим. Соц . 39 (5): 856. doi : 10.1021/ja02250a002 .
  24. ^ Морган, JW; Андерс, Э. (1979). «Химический состав Марса». Геохим. Космохим. Минуты . 43 (10): 1601–10. Бибкод : 1979GeCoA..43.1601M . дои : 10.1016/0016-7037(79)90180-7 .
  25. ^ Дрейбус, Г.; Ванке, Х. (1985). «Марс, богатая летучими веществами планета». Метеоритика . 20 (2): 367–81. Бибкод : 1985Metic..20..367D .
  26. ^ Уоррен, штат Пенсильвания (2011). «Аномалии стабильных изотопов и аккреционный комплекс Земли и Марса: подчиненная роль кабоновых хондритов». Планета Земля. наук. Летт . 311 (1): 93−100. Бибкод : 2011E&PSL.311...93W . дои : 10.1016/j.epsl.2011.08.047 .
  27. ^ Jump up to: а б с Пальме, Х.; Зипфель, Дж. (2021). «Состав хондритов CI и содержание в них хлора и брома: результаты инструментального нейтронно-активационного анализа» . Метеорит. Планета. Наука . 57 (2): 317–333. дои : 10.1111/maps.13720 . S2CID   238805417 .
  28. ^ Гольдшмидт, WM (1938). Труды норвежской науки: Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente . Осло: Дибвад.
  29. ^ Гольдшмидт, В.М. (1954). Геохимия . Оксфорд: Кларендон Пресс.
  30. ^ Jump up to: а б с д Гревесс, Н.; Соваль, Дж. (1998). «Стандартный солнечный состав». Обзоры космической науки . 85 : 161−74. Бибкод : 1998ССРв...85..161Г . дои : 10.1023/А:1005161325181 . S2CID   117750710 .
  31. ^ Jump up to: а б Андерс, Э. (1971). «Насколько хорошо мы знаем «космические» изобилия?». Геохим. Космохим. Акта . 35 (5): 516. Бибкод : 1971GeCoA..35..516A . дои : 10.1016/0016-7037(71)90048-2 .
  32. ^ Jump up to: а б с Асплунд, М.; Гревесс, Н.; Соваль, Эй Джей; Скотт, П. (2009). «Химический состав Солнца». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 481–522. arXiv : 0909.0948 . Бибкод : 2009ARA&A..47..481A . doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145222 . S2CID   17921922 .
  33. ^ Уорнер, Б. (1968). «Обилие элементов в солнечной фотосфере — IV группа железа» . Пн. Нет. Р. Астрон. Соц . 138 : 229–43. дои : 10.1093/mnras/138.2.229 .
  34. ^ Костик, Род-Айленд; Щукина Н.Г.; Руттен, Р.Дж. (1996). «Изобилие солнечного железа: не последнее слово». Астрон. Астрофизика . 305 : 325–42. Бибкод : 1996A&A...305..325K .
  35. ^ Гревесс, Н.; Соваль, Эй Джей (1999). «Солнечное изобилие железа и фотосферная модель». Астрон. Астрофизика . 347 : 348–54. Бибкод : 1999A&A...347..348G .
  36. ^ Вилер, Р.; Кем, К.; Мешик, АП; Хоэнберг, CM (1996). «Вековые изменения содержания ксенона и криптона в солнечном ветре, зафиксированные в отдельных лунных зернах». Природа . 384 (6604): 46–49. Бибкод : 1996Natur.384...46W . дои : 10.1038/384046a0 . S2CID   4247877 .
  37. ^ Бернетт, Д.С.; Юревич, AJG; Вулум, Д.С. (2019). «Будущее науки Бытия» . Метеорит. Планета. Наука . 54 (5): 1094–114. Бибкод : 2019M&PS...54.1092B . дои : 10.1111/maps.13266 . ПМК   6519397 . ПМИД   31130804 .
  38. ^ Jump up to: а б с Андерс, Э.; Эбихара, М. (1982). «Распространенность элементов Солнечной системы». Геохим. Космохим. Акта . 46 (11): 2363–80. Бибкод : 1982GeCoA..46.2363A . дои : 10.1016/0016-7037(82)90208-3 .
  39. ^ Эбихара, М.; Вольф, Р.; Андерс, Э. (1982). «Хондриты C1 фракционированы химически? Исследование микроэлементов». Геохим. Космохим. Акта . 46 (10): 1849–62. Бибкод : 1982GeCoA..46.1849E . дои : 10.1016/0016-7037(82)90123-5 .
  40. ^ Баррат, Дж. А.; Занда, Б.; Мойнье, Ф.; Боллинджер, К.; Лиорзу, К.; Байон, Г. (2012). «Геохимия хондритов CI: основные и микроэлементы, а также изотопы Cu и Zn» (PDF) . Геохим. Космохим. Акта . 83 :79−92. Бибкод : 2012GeCoA..83...79B . дои : 10.1016/j.gca.2011.12.011 . S2CID   53528401 .
  41. ^ Бернетт, Д.С.; Вулум, Д.С.; Бенджамин, ТМ; Роджерс, ПСЗ; Даффи, CJ; Маджоре, К. (1989). «Тест гладкости содержания элементов углистых хондритов». Геохим. Космохим. Акта . 53 (2): 471. Бибкод : 1989GeCoA..53..471B . дои : 10.1016/0016-7037(89)90398-0 .
  42. ^ Альенде Прието, К.; Ламберт, Д.Л.; Асплунд, М. (2001). «Запретное изобилие кислорода на Солнце». Астрофиз. Дж . 556 (1): L63−66. arXiv : astro-ph/0106360 . Бибкод : 2001ApJ...556L..63A . дои : 10.1086/322874 . S2CID   15194372 .
  43. ^ Jump up to: а б с Лоддерс, К. (2003). «Распространенность Солнечной системы и температуры конденсации элементов» . Астрофиз. Дж . 591 (2): 1220–47. Бибкод : 2003ApJ...591.1220L . дои : 10.1086/375492 . S2CID   42498829 .
  44. ^ Альенде Прието, К. (2008). «Изобилие кислорода и углерода в солнечной фотосфере». Ван Белль, Г. (ред.). 14-й Кембриджский семинар по холодным звездам, звездным системам и Солнцу . Астрономическое общество Тихого океана. ISBN  978-1-58381-331-7 .
  45. ^ Бусек, П. Хуа X. (1993). «Матрицы углеродистых хондритовых метеоритов». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 21 : 255–305. Бибкод : 1993AREPS..21..255B . doi : 10.1146/annurev.ea.21.050193.001351 .
  46. ^ Асплунд, М.; Амарси, AM; Гревесс, Н. (2021). «Химический состав Солнца: видение 2020 года». Астрон. Астрофизика . 653 : А141. arXiv : 2105.01661 . Бибкод : 2021A&A...653A.141A . дои : 10.1051/0004-6361/202140445 . S2CID   233739900 .
  47. ^ Виноградов А.П.; Донцова Е.И.; Чупахин, М.С. (1960). «Изотопные соотношения кислорода в метеоритах и ​​магматических породах». Геохим. Космохим. Акта . 18 (3): 278. Бибкод : 1960GeCoA..18..278В . дои : 10.1016/0016-7037(60)90093-4 .
  48. ^ Тейлор, Х.П. младший; Дьюк, МБ; Сильвер, LT; Эпштейн, С. (1965). «Изотопно-кислородные исследования минералов каменных метеоритов». Геохим. Космохим. Акта . 29 (5): 489–512. Бибкод : 1965GeCoA..29..489T . дои : 10.1016/0016-7037(65)90043-8 .
  49. ^ Клейтон, Р.Н.; Гроссман, Л.; Майеда, ТК (2 ноября 1973 г.). «Компонент примитивного ядерного состава в углеродистых метеоритах». Наука . 182 (4111): 485–488. Бибкод : 1973Sci...182..485C . дои : 10.1126/science.182.4111.485 . ПМИД   17832468 . S2CID   22386977 .
  50. ^ Jump up to: а б с Пиралла, М.; Маррокки, Ю.; Вердье-Паолетти М.Дж.; Вашер Л.; Вильнёв Ж.; Планы Л.; Бекарт Д.В.; Гунель М. «Примитивная вода и пыль Солнечной системы: результаты измерений кислорода in situ в хондритах CI» . Геохим. Космохим. Акта . 269 :451–64. дои : 10.1016/j.gca.2019.10.041 . S2CID   209722141 .
  51. ^ Клейтон, Р.Н.; Онума, Н.; Майеда, ТК (1976). «Классификация метеоритов по изотопам кислорода». Планета Земля. наук. Летт . 30 (1): 10−18. Бибкод : 1976E&PSL..30...10C . дои : 10.1016/0012-821X(76)90003-0 .
  52. ^ Клейтон, Р.Н.; Майеда, ТК (1984). «Запись изотопов кислорода в Мерчисоне и других углеродистых хондритах». Планета Земля. наук. Летт . 67 (2): 151–61. Бибкод : 1984E&PSL..67..151C . дои : 10.1016/0012-821X(84)90110-9 .
  53. ^ Макферсон, Гленн Дж., изд. (2008). Кислород в Солнечной системе . Шантильи, Вирджиния: Минералогическое общество Америки. ISBN  978-0-939950-80-5 .
  54. ^ Jump up to: а б Икеда Ю.; Принц М. (1993). «Петрологическое исследование углеродистого хондрита Belgica 7904: водные изменения, термальный метаморфизм и связь с хондритами CM и CI». Геохим. Космохим. Акта . 57 : 439–52. дои : 10.1016/0016-7037(93)90442-Y .
  55. ^ Каллемейн, Г.; Уоссон, Дж. (1981). «Классификация хондритов-I. Группы углистых хондритов». Геохим. Космохим. Акта . 45 (7): 1217. Бибкод : 1981GeCoA..45.1217K . дои : 10.1016/0016-7037(81)90145-9 .
  56. ^ Jump up to: а б с Томеока, К.; Бусек, PR (1988). «Матричная минералогия углеродистого хондрита Orgueil CI». Геохим. Космохим. Акта . 52 (6): 1627–40. Бибкод : 1988GeCoA..52.1627T . дои : 10.1016/0016-7037(88)90231-1 .
  57. ^ Jump up to: а б с д Брирли, Эй Джей (1992). Минералогия мелкозернистой матрицы углеродистого хондрита Ivuna CI . ЛПС XXIII. п. 153.
  58. ^ Дюфрен, ER; Андерс, Э. (1962). «О химической эволюции углистых хондритов». Геохим. Космохим. Акта . 26 (11): 1085–1114. Бибкод : 1962GeCoA..26.1085D . дои : 10.1016/0016-7037(62)90047-9 . hdl : 2027/osu.32435006414775 .
  59. ^ Ричардсон, С.М. (1978). «Жилкование в углистых хондритах С1». Метеоритика . 13 (1): 141. Бибкод : 1978Metic..13..141R . дои : 10.1111/j.1945-5100.1978.tb00803.x .
  60. ^ Ян, Дж.; Эпштейн, С. (1983). «Межзвездное органическое вещество в метеоритах». Геохим. Космохим. Акта . 47 (12): 21992216. Бибкод : 1983GeCoA..47.2199Y . дои : 10.1016/0016-7037(83)90043-1 .
  61. ^ Грейди, ММ; Райт, Айова (2003). «Элементарное и изотопное содержание углерода и азота в метеоритах». Космическая наука. Преподобный . 106 (1): 231–48. Бибкод : 2003ССРв..106..231Г . дои : 10.1023/А:1024645906350 . S2CID   189792188 .
  62. ^ Тартез, Р.; Шоссидон М.; Гуренко А.; Деларю Ф.; Роберт Ф. (2018). «Понимание происхождения органики углеродистого хондрита на основе их тройного изотопного состава кислорода» . ПНАС . 115 (34): 8535–40. Бибкод : 2018PNAS..115.8535T . дои : 10.1073/pnas.1808101115 . ПМК   6112742 . ПМИД   30082400 .
  63. ^ Эренфройнд, П.; Главин Д.П.; Ботта О.; Купер Г.; Бада Дж.Л. (2001). «Внеземные аминокислоты в Оргее и Ивуне: отслеживание родительского тела углеродистых хондритов типа CI» . ПНАС . 98 (5): 2138–2141. дои : 10.1073/pnas.051502898 . ПМК   30105 . ПМИД   11226205 .
  64. ^ Пиццарелло, С.; Уильямс Л.Б. (2012). «Аммиак в ранней Солнечной системе: отчет об углеродистых метеоритах». Астрофиз. Дж . 749 (2): 161. Бибкод : 2012ApJ...749..161P . дои : 10.1088/0004-637x/749/2/161 . S2CID   122275832 .
  65. ^ майор Э.; Хейманн Д.; Андерс Э. (1970). «Благородные газы в углистых хондритах». Геохим. Космохим. Минуты . 34 (7): 781–24. Бибкод : 1970GeCoA..34..781M . дои : 10.1016/0016-7037(70)90031-1 .
  66. ^ Jump up to: а б Уоссон Дж. (1985). Метеориты: их записи ранней истории Солнечной системы .
  67. ^ Фрик У.; Монио Р.К. (1976). «Благородные газы в остатках углерода из Метрополитена Оргеля и Мюррея». Метеоритика . 11 : 281.
  68. ^ Черный округ Колумбия (1972). «О происхождении вариаций захваченных изотопов гелия, неона и аргона в метеоритах-II. Углеродистые метеориты». Геохим. Космохим. Акта . 36 3 (3): 377–94. Бибкод : 1972GeCoA..36..377B . дои : 10.1016/0016-7037(72)90029-4 .
  69. ^ Госвами Дж.Н.; Лал Д.; Уилкенинг Л.Л. (1984). «Богатые газом метеориты — зонды для изучения среды частиц и динамических процессов во внутренней части Солнечной системы». Космическая наука. Преподобный . 37 (1–2): 111–59. Бибкод : 1984ССРв...37..111Г . дои : 10.1007/BF00213959 . S2CID   121335431 .
  70. ^ Шульц Л.; Франке Л. (2010). «Гелий, неон и аргон в метеоритах: сбор данных» (PDF) . Метеорит. Планета. Наука . 39 (11): 1889–90. дои : 10.1111/j.1945-5100.2004.tb00083.x . S2CID   98084851 .
  71. ^ Фанале ФП; Кэннон, Вашингтон (1974). «Поверхностные свойства Оргеля: значение для ранней истории летучих веществ солнечной системы». Геохим. Космохим. Акта . 38 : 453. дои : 10.1016/0016-7037(74)90137-9 .
  72. ^ Jump up to: а б с Льюис, РС; Андерс Э. (1975). «Время конденсации Солнечной туманности из потухшего 129I в примитивных метеоритах» . ПНАС . 72 (1): 268–73. Бибкод : 1975PNAS...72..268L . дои : 10.1073/pnas.72.1.268 . ПМК   432285 . ПМИД   16592213 .
  73. ^ Фрэнк, Д.; Золенский, М.; Мартинес Дж.; Микоучи Т.; Осуми К.; Хагия К.; Сатаке В.; Ле Л.; Росс Д.; Пелье А. (2011). CAI в хондрите Ivuna CI1 . 42-й ЛПСК. п. 2785.
  74. ^ Кальвин, ВМ; Кинг, ТВВ (1997). «Спектральные характеристики железосодержащих слоистых силикатов: сравнение с Оргеем (CI1), Мерчисоном и Мюрреем (CM2)». Метеорит. Планета. Наука . 32 (5): 693–701. дои : 10.1111/j.1945-5100.1997.tb01554.x . S2CID   129790062 .
  75. ^ Максуин, Х.Ю. младший; Ричардсон, С.М. (1977). «Состав углеродистой матрицы хондрита». Геохим. Космохим. Акта . 41 (8): 1145–61. Бибкод : 1977GeCoA..41.1145M . дои : 10.1016/0016-7037(77)90110-7 .
  76. ^ Лаример, JW; Андерс, Э. (1970). «Химическое фракционирование в метеоритах-III. Фракционирование основных элементов в хондритах». Геохим. Космохим. Минуты . 34 (3): 367–87. Бибкод : 1970GeCoA..34..367L . дои : 10.1016/0016-7037(70)90112-2 .
  77. ^ Jump up to: а б с Брирли Эй Джей; Принц М. (1993). «Хондритоподобные класты CI в полимикт-уреилите Nilpena: значение для процессов водных изменений в хондритах CI». Геохим. Космохим. Акта . 56 (3): 1373–86. дои : 10.1016/0016-7037(92)90068-T .
  78. ^ Басс, Миннесота (1971). «Монтмориллонит и серпентин в метеорите Оргей». Геохим. Космохим. Минуты . 35 (2): 139–47. Бибкод : 1971GeCoA..35..139B . дои : 10.1016/0016-7037(71)90053-6 .
  79. ^ Jump up to: а б Келлер Л.П.; Томас К.Л.; Маккей Д.С. (1992). «Частица межпланетной пыли, связанная с хондритами CI». Геохим. Космохим. Акта . 56 (3): 1409–12. Бибкод : 1992GeCoA..56.1409K . дои : 10.1016/0016-7037(92)90072-Q .
  80. ^ Бек, П.; Кирико, Э.; Монтес-Эрнандес, Г.; Бонал, Л.; Боллард, Дж.; Ортус-Дане Ф.-Р.; Говард КТ; Шмитт Б.; Брисо О.; Дешам Ф.; Вундер Б.; Гийо С. (2010). «Видная минералогия хондритов CM и CI по данным инфракрасной спектроскопии и их связь с астероидами с низким альбедо». Геохим. Космохим. Акта . 74 (16): 4881–92. Бибкод : 2010GeCoA..74.4881B . дои : 10.1016/j.gca.2010.05.020 .
  81. ^ Jump up to: а б Акаи Дж. (1988). «Неполностью трансформированные слоистые силикаты серпентинового типа в матрице антарктических хондритов CM». Геохим. Космохим. Акта . 52 (6): 1593–99. Бибкод : 1988GeCoA..52.1593A . дои : 10.1016/0016-7037(88)90228-1 .
  82. ^ Jump up to: а б Кинг, Эй Джей; Шофилд, ПФ; Ховард, Коннектикут; Рассел, СС (2015). «Модальная минералогия CI и CI-подобных хондритов по данным рентгеновской дифракции» . Геохим. Космохим. Акта . 165 : 148–60. Бибкод : 2015GeCoA.165..148K . дои : 10.1016/j.gca.2015.05.038 . hdl : 10141/622204 .
  83. ^ Золенский, М.Э.; Бурсье, WL; Гудинг, Дж. Л. (1978). «Водные изменения на водных астероидах: результаты компьютерного моделирования EQ3/6». Икар . 2 : 411–25.
  84. ^ Золенский, М.; Барретт, Р.; Браунинг, Л. (1993). «Минералогия и состав матрицы и кайм хондр в углистых хондритах». Геохим . 57 (13): 3123–48. Бибкод : 1993GeCoA..57.3123Z . дои : 10.1016/0016-7037(93)90298-Б .
  85. ^ Джонс, CL; Брирли, Эй Джей (2006). «Экспериментальное водное изменение метеорита Альенде в окислительных условиях: ограничения на астероидные изменения». Геохим . 70 (4): 1040–1058. Бибкод : 2006GeCoA..70.1040J . дои : 10.1016/j.gca.2005.10.029 .
  86. ^ Бишофф, А. (1998). «Водные изменения углистых хондритов: свидетельства доаккреционных изменений» . Метеорит. Планета. Наука . 33 (5): 1113–22. Бибкод : 1998M&PS...33.1113B . дои : 10.1111/J.1945-5100.1998.TB01716.X . S2CID   129091212 .
  87. ^ Томеока, К. (1990). «Филлосиликатные жилы в метеорите CI: свидетельства водных изменений в родительском теле». Природа . 345 (6271): 138–40. Бибкод : 1990Natur.345..138T . дои : 10.1038/345138a0 . S2CID   4326128 .
  88. ^ Jump up to: а б с Керридж Дж. Ф. (1970). «Некоторые наблюдения о природе магнетита в метеорите Оргей». Планета Земля. наук. Летт . 9 (4): 229–306. Бибкод : 1970E&PSL...9..299K . дои : 10.1016/0012-821X(70)90122-6 .
  89. ^ Jump up to: а б с д Хуа, X.; Бусек PR (1998). «Необычные формы магнетита в углистом хондрите Оргеля» . Метеорит. Планета. Наука . 33 : А215-20. дои : 10.1111/j.1945-5100.1998.tb01335.x . S2CID   126546072 .
  90. ^ Максуин, Хай (1993). «Космический или Космак?». Метеоритика . 28 : 3. Бибкод : 1993Метик..28....3М . дои : 10.1111/j.1945-5100.1993.tb00238.x .
  91. ^ Jump up to: а б Тонуи, ЕК; Золенский, М.Э.; Липшуц, Мэн; Ван, М.-С.; Накамура, Т. (2003). «Ямато 86029: Водно-измененный и термически метаморфизованный CI-подобный хондрит с необычной текстурой» . Метеорит. Планета. Наука . 38 (2): 269–92. Бибкод : 2003M&PS...38..269T . дои : 10.1111/j.1945-5100.2003.tb00264.x . S2CID   56238044 .
  92. ^ Бланд Пенсильвания; Трэвис Би Джей (2017). «Гигантские конвективные грязевые шары ранней Солнечной системы» . Достижения науки . 3 (7): e1602514. Бибкод : 2017SciA....3E2514B . дои : 10.1126/sciadv.1602514 . ПМК   5510966 . ПМИД   28740862 .
  93. ^ Морлок, А.; Бишофф А. Стефан Т. Флосс К. Зиннер Э. Джессбергер EK (2006). «Брекчия и химические неоднородности хондритов CI». Геохим. Космохим. Минуты . 70 (21): 5371–94. Бибкод : 2006GeCoA..70.5371M . дои : 10.1016/j.gca.2006.08.007 .
  94. ^ Вийк Х.Б. (1956). «Химический состав некоторых каменных метеоритов». Геохим. Космохим. Акта . 9 (5): 279–89. Бибкод : 1956GeCoA...9..279W . дои : 10.1016/0016-7037(56)90028-X .
  95. ^ Дэй, КЛ (1974). «Возможная идентификация «силикатной» особенности размером 10 микрон». Астрофиз. Дж . 192 : Л15. Бибкод : 1974ApJ...192L..15D . дои : 10.1086/181578 .
  96. ^ Бертон А.С.; Грюнсфельд С.; Элсила Дж.Э.; Главин Д.П.; Дворкин Дж. П. (2014). «Влияние гидротермального нагрева родительского тела на содержание аминокислот в CI-подобных хондритах» . Полярная наука . 8 (3): 255. Бибкод : 2014PolSc...8..255B . дои : 10.1016/j.polar.2014.05.002 .
  97. ^ Миямото, М. (1991). «Термический метаморфизм углеродистых хондритов CI и CM: модель внутреннего нагрева». Метеоритика . 26 (2): 111–15. Бибкод : 1991Metic..26..111M . дои : 10.1111/j.1945-5100.1991.tb01026.x .
  98. ^ Йолди-Мартинес, З.; Бек П.; Монтес-Эрнандес Г.; Кириак Р.; Кирико Э.; Бонал Л.; Шмитт Б.; Мойнье Ф. (2011). Водная минералогия углистых хондритов по данным термогравиметрического анализа . 74-е собрание Метеоритического общества. п. 5329.
  99. ^ Кинг, Эй Джей; Соломон-младший; Шофилд П.Ф. (2015). «Характеристика CI и CI-подобных углеродистых хондритов с использованием термогравиметрического анализа и инфракрасной спектроскопии» . Земля, планеты и космос . 67 : 198. Бибкод : 2015EP&S...67..198K . дои : 10.1186/s40623-015-0370-4 . hdl : 10141/622224 . S2CID   2148318 .
  100. ^ Бритт, DT; Пушка КМ; Дональдсон Ханна К. (2019). «Моделированные астероидные материалы на основе минералогии углеродистого хондрита» . Метеорит. Планета. Наука . 54 (9): 2067–2082. Бибкод : 2019M&PS...54.2067B . дои : 10.1111/maps.13345 . S2CID   198394834 .
  101. ^ Фулле, Миннесота; Альтобелли Б.; Буратти Б.; Чукроун М.; Фульчиньони М.; Грюн Э.; Тейлор МГГТ; Вайсман П. (2016). «Неожиданные и важные открытия в комете 67P/Чурюмова – Герасименко: междисциплинарный взгляд» . Пн. Нет. Р. Астрон. Соц . 462 (Дополнение_1): S2-8. дои : 10.1093/mnras/stw1663 .
  102. ^ Фулле, М.; Делла Корте В.; Ротунди А.; Зеленый СФ; Аккола М.; Коланджели Л.; Феррари М.; Ивановский С.; Сордини Р.; Захаров В. (2017). «Соотношение пыли и льда в кометах и ​​объектах пояса Койпера» . Пн. Нет Р. Астрон. Соц . 469 (Приложение_2): S45–49. дои : 10.1093/mnras/stx983 .
  103. ^ Фулле, М.; Блюм Дж.; Зеленый СФ; Гундлах Б.; Эрике А.; Морено Ф.; Моттола С.; Ротунди А.; Снодграсс К. (2019). «Отношение массы тугоплавкого материала к массе льда в кометах» . Пн. Нет. Р. Астрон. Соц . 482 (3): 3326–40. дои : 10.1093/mnras/sty2926 . hdl : 10261/189497 .
  104. ^ Золенский, М.Э. и Томас, К.Л. (1995). ГКА, 59, с. 4707–4712.
  105. ^ Цучияма, А.; Мияке А.; Кавано Дж. (2018). «Наноразмерные жидкие включения CO2-H2O в кальцитовых зернах метеорита CM Sutter's Mill». 81-е Метеоритическое общество . 81 (2067): 6187. Бибкод : 2018LPICo2067.6187T .
  106. ^ Цучияма, А.; Мияке А.; Окузуми С.; Китаяма А.; Кавано Дж.; Уэсуги К.; Такеучи А.; Накано Т.; Золенский М. (2021). «Открытие примитивной CO2-содержащей жидкости в водно-измененном углеродистом хондрите» . Достижения науки . 7 (17): eabg9 Бибкод : 2021SciA....7.9707T . дои : 10.1126/sciadv.abg9707 . ПМК   8059924 . ПМИД   33883146 .
  107. ^ Сэйлор, Дж.; Золенский М.; Боднар Р.; Ле Л.; Швандт К. (2001). Флюидные включения в углистых хондритах . ЛПС XXXII. п. 1875.
  108. ^ Золенский, М.Э.; Боднар Р.Дж.; Юримото Х.; Ито С.; Фрис М.; Стил А.; Чан QH-S.; Цучияма А.; Кебукава Ю.; Ито М. (2017). «Поиск и анализ прямых образцов водных жидкостей ранней Солнечной системы» . Фил. Пер. Р. Сок. А. ​ 375 (2094): 20150386. Бибкод : 2017RSPTA.37550386Z . дои : 10.1098/rsta.2015.0386 . ПМЦ   5394253 . ПМИД   28416725 .
  109. ^ Jump up to: а б Рамдор, П. (1963). «Непрозрачные минералы в каменных метеоритах». Дж. Геофиз. Рез . 68 (7): 2011. Бибкод : 1963JGR....68.2011R . дои : 10.1029/JZ068i007p02011 . S2CID   129294262 . очень распространенная" "характеристика
  110. ^ Альфинг, Дж.; Патцек, М.; Бишофф, А. (2019). «Модальное изобилие крупнозернистых (> 5 мкм) компонентов в CI-хондритах и ​​их отдельных кластах — Смешение различных литологий на родительском теле (-ах) CI» . Геохимия . 79 (4): 125532. Бибкод : 2019ЧЭГ...79л5532А . doi : 10.1016/j.chemer.2019.08.004 . S2CID   202041205 .
  111. ^ Jump up to: а б с Джедваб, Дж. (1967). «Магнетит в пластинках углеродных метеоритов Але, Ивуны и Оргеля». Планета Земля. наук. Летт . 2 (5): 440–444. Бибкод : 1967E&PSL...2..440J . дои : 10.1016/0012-821X(67)90186-0 .
  112. ^ Керридж, Дж. Ф.; Чаттерджи С. (1968). «Содержание магнетита в углеродистом метеорите типа I». Природа . 220 (5169): 775–76. Бибкод : 1968Natur.220R.775K . дои : 10.1038/220775b0 . S2CID   4192603 .
  113. ^ Jump up to: а б Джедваб, Дж. (1971). «Магнетит метеорита Оргейль, видимый с помощью сканирующего электронного микроскопа». Икар . 15 (2): 319–45. Бибкод : 1971Icar...15..319J . дои : 10.1016/0019-1035(71)90083-2 .
  114. ^ Ларсон Э.Э.; Уотсон Д.Э.; Херндон Дж.М.; Роу М.В. (1974). «Термомагнитный анализ метеоритов, 1. Хондриты С1». Письма о Земле и планетологии . 21 (4): 345–50. Бибкод : 1974E&PSL..21..345L . дои : 10.1016/0012-821X(74)90172-1 . hdl : 2060/19740018171 . S2CID   33501632 . предположительно FeS
  115. ^ Уотсон Д.Э.; Ларсон Э.Э.; Херндон Дж.М.; Роу М.В. (1975). «Термомагнилический анал метеоритов, 2. Хондриты С2». Планета Земля. наук. Летт . 27 : 101–07. дои : 10.1016/0012-821X(75)90167-3 . hdl : 2060/19740018171 .
  116. ^ Jump up to: а б Хайман М.; Роу М.В. (1983). «Магнетит в хондритах CI». Дж. Геофиз. Рез . 88 : А736-40. Бибкод : 1983LPSC...13..736H . дои : 10.1029/JB088iS02p0A736 .
  117. ^ Jump up to: а б с д Гунель, М.; Золенский М.Е. (2014). «Метеорит Оргей: 150 лет истории». Метеоритика и планетарные науки . 49 (10): 1769–94. Бибкод : 2014M&PS...49.1769G . дои : 10.1111/maps.12351 . S2CID   128753934 .
  118. ^ Роу МВт; Клейтон Р.Н. Майеда Т.К. (1994). «Изотопы кислорода в отдельных компонентах метеоритов CI и CM». Геохим. Космохим. Акта . 58 (23): 5341–47. Бибкод : 1994GeCoA..58.5341R . дои : 10.1016/0016-7037(94)90317-4 .
  119. ^ Ланцет МС; Андерс Э. (1973). «Растворимость газа в магнетике: подразумевается плановый газ в метеоритах». Геохим. Космохим. Акта . 37 : 1371–88. дои : 10.1016/0016-7037(73)90067-7 .
  120. ^ Мейсон, Б.: Метеориты. John Wiley and Son Inc., Нью-Йорк, 1962 год.
  121. ^ Фон Михаэлис, Х., Аренс, И.Х. и Уиллис, Дж.П.: Состав каменных метеоритов – II. Аналитические данные и оценка их качества. В: Научные письма о Земле и планетах. 5, 1969.
  122. ^ Ван Шмус, В.Р. и Хейс, Дж.М.: Химические и петрографические корреляции среди углеродистых хондритов. В: Геохимические космохимические акты. 38,
  123. ^ Додд, RT: Метеориты: петролого-химический синтез. Издательство Кембриджского университета, Нью-Йорк, 1981 г.
  124. ^ Jump up to: а б Уилкенинг, LL (1978). «Углеродистый хондритовый материал в Солнечной системе». Естественные науки . 65 (2): 73–79. Бибкод : 1978NW.....65...73W . дои : 10.1007/BF00440544 . S2CID   34989594 .
  125. ^ Чепмен, ЧР (1976). «Астероиды как родительские тела метеоритов: астрономическая перспектива». Геохим. Космохим. Акта . 40 (7): 701–19. Бибкод : 1976GeCoA..40..701C . дои : 10.1016/0016-7037(76)90024-7 .
  126. ^ Клутис, Э.А.; Гаффи М.Дж.; Смит ДГВ; Ламберт RSJ (1990). «Спектры отражения «безликих» материалов и минералогия поверхности астероидов М- и Е-классов». Дж. Геофиз. Рез . 95 : 281−94. Бибкод : 1990JGR....95..281C . дои : 10.1029/JB095iB01p00281 . hdl : 10680/1399 .
  127. ^ Jump up to: а б Браунли, Делавэр (1985). «Космическая пыль: сбор и исследование». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 13 : 147−73. Бибкод : 1985AREPS..13..147B . doi : 10.1146/annurev.ea.13.050185.001051 .
  128. ^ Курат, Г.; Кеберл К. Преспер Т. Брандстаттер Ф. Моретт М. (1994). «Петрология и геохимия антарктических микрометеоритов». Геохим. Космохим. Акта . 58 (18): 3879–3904. Бибкод : 1994GeCoA..58.3879K . дои : 10.1016/0016-7037(94)90369-7 .
  129. ^ Эбель, Д.С.; Гроссман Л. (2000). «Конденсат в запыленных системах». Геохим. Космохим. Акта . 64 (2): 339–66. arXiv : 2307.00641 . Бибкод : 2000GeCoA..64..339E . дои : 10.1016/S0016-7037(99)00284-7 .
  130. ^ Максуин, штат Хайю; Эмери Дж. П. Ривкин AS Топлис MJ Кастильо-Рогез JC Преттиман TH De Sanctis MC Pieters CM Raymond CA Рассел CT (2018). «Углистые хондриты как аналоги состава и изменения Цереры» . Метеорит. Планета. Наука . 53 (9): 1793–1804. Бибкод : 2018M&PS...53.1793M . дои : 10.1111/maps.12947 . S2CID   42146213 .
  131. ^ Чан, QH-S.; Золенский М.Е. (2018). «Органическое вещество во внеземных водоносных кристаллах соли» . Достижения науки . 4 (1): eaao3521. Бибкод : 2018SciA....4.3521C . дои : 10.1126/sciadv.aao3521 . ПМК   5770164 . ПМИД   29349297 .
  132. ^ Андерс, Э. (1971). «Взаимосвязь метеоритов, астероидов и комет». В Герелс, Т. (ред.). Физические исследования малых планет . НАСА. п. 429.
  133. ^ Андерс, Э. (1975). «Происходят ли каменные метеориты от комет». Икар . 24 (3): 363–71. Бибкод : 1975Icar...24..363A . дои : 10.1016/0019-1035(75)90132-3 .
  134. ^ Золенский, М.; Накамура-Вестник К.; Ритмейер Ф.; Леру Х.; Микоучи Т.; Осуми К.; и др. (2008). «Сравнение частиц Wild 2 с хондритами и IDP». Метеорит. Планета. Наука . 43 (1): 261–72. Бибкод : 2008M&PS...43..261Z . дои : 10.1111/j.1945-5100.2008.tb00621.x . hdl : 2060/20080013409 . S2CID   55294679 .
  135. ^ Кампинс, Х.; Мошенничество ТД (1998). «Ожидаемые характеристики кометных метеоритов» . Метеорит. Планета. Наука . 33 (6): 1201–11. Бибкод : 1998M&PS...33.1201C . дои : 10.1111/j.1945-5100.1998.tb01305.x . S2CID   129019797 .
  136. ^ Лоддерс, К .; Осборн Р. (1999). «Перспективы связи комета-астероид-метеорит». Обзоры космической науки . 90 : 289−97. Бибкод : 1999ССРв...90..289Л . дои : 10.1023/А:1005226921031 . S2CID   189789172 .
  137. ^ Гунель, М.; Морбиделли А. Бланд П.А. Спурни П. Янг ЭД Сефтон Массачусетс (2008). «Метеориты из внешней Солнечной системы?». В Баруччи М.А. Бонхардт Х. Крукшанк Д.П. Морбиделли А. (ред.). Солнечная система за пределами Нептуна . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 525−41. ISBN  978-0-8165-2755-7 .
  138. ^ Гунель, М.; Спурни П. Бланд, Пенсильвания (2006). «Атмосферная траектория и орбита метеорита Оргейль» . Метеоритика и планетарные науки . 41 : 13550. doi : 10.1111/j.1945-5100.2006.tb00198.x . S2CID   59461463 .
  139. ^ Хартманн, ВК; Круикшанк Д. П. Дегевей Дж. (1982). «Удаленные кометы и родственные им тела: колориметрия VJHK и материалы поверхности». Икар . 52 (3): 377–408. Бибкод : 1982Icar...52..377H . дои : 10.1016/0019-1035(82)90002-1 .
  140. ^ Гунель, М. (2011). «Астероидно-кометный континуум». Элементы . 7 :29−34. дои : 10.2113/gselements.7.1.29 .
  141. ^ Золенский, М.Э.; Боднар Р. Дж. Гибсон Э. Найквист (1999). «Астероидная вода внутри галита, содержащего флюидные включения, в хондрите H5, Монаханс (1998)». Наука . 285 (5432): 1377–9. Бибкод : 1999Sci...285.1377Z . дои : 10.1126/science.285.5432.1377 . ПМИД   10464091 .
  142. ^ Юримото, Х.; Ито С. Золенский М. Кусакабе М. Карен А. Боднар Р. (2014). «Изотопный состав астероидной жидкой воды, заключённой во флюидных включениях хондритов» . Геохимический журнал . 48 (6): 549–60. Бибкод : 2014GeocJ..48..549Y . дои : 10.2343/geochemj.2.0335 . hdl : 2115/57641 .
  143. ^ Икеда, Ю. (1992). «Обзор исследовательского консорциума «Антарктические углеродистые хондриты со сродством CI, Ямато-86720, Ямато-82162 и Бельгика-7904» ». Слушания, NIPR Symp. Антарктические метеориты . 5 : 49–73. Бибкод : 1992AMR.....5...49I .
  144. ^ Уоссон, Дж. Т. (1974). Метеориты: Классификация и свойства . Спрингер. ISBN  978-3-642-65865-5 .
  145. ^ Вайсберг, МК (2006). Систематика и оценка классификации метеоритов . Тусон: Издательство Университета Аризоны. п. 19. ISBN  9780816525621 .
  146. ^ Хатчисон, Р. (2004). Метеориты: петрологический, химический и изотопный синтез . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-47010-2 .
  147. ^ Кинг, Эй Джей (2015). «Модальная минералогия CI и CI-подобных хондритов методом рентгеновской дифракции» . Геохим. Космохим. Акта . 165 : 148–60. Бибкод : 2015GeCoA.165..148K . дои : 10.1016/j.gca.2015.05.038 . hdl : 10141/622204 .
  148. ^ Кинг, Эй Джей (2015). «Характеристика CI и CI-подобных углеродистых хондритов с использованием термогравиметрического анализа и инфракрасной спектроскопии» . Земля, планеты и космос . 67 : 198. Бибкод : 2015EP&S...67..198K . дои : 10.1186/s40623-015-0370-4 . hdl : 10141/622224 . S2CID   2148318 .
  149. ^ МакЛеннан, Эрик; Гранвик, Микаэль (2 ноября 2023 г.). «Термическое разложение как движущая сила активности околоземного астероида (3200) Фаэтон». Природная астрономия . 8 : 60–68. arXiv : 2207.08968 . doi : 10.1038/s41550-023-02091-w .
  150. ^ Каллемейн, ГВ; Керридж, Дж. Ф. (1983). «Кайдун: новый хондрит, относящийся к группе CI?». Метеоритика . 18 (4): 322.
  151. ^ Браун, П.Г.; Хильдебранд, Арканзас; Золенский, М.Э. (2002). «Озеро Тагиш» . Метеоритика и планетология . 37 (5): 619–21. Бибкод : 2002M&PS...37..619B . дои : 10.1111/j.1945-5100.2002.tb00843.x . S2CID   247666323 .
  152. ^ Золенский, М.Э.; Накамура, К.; Гунель, М. (2002). «Минералогия озера Тагиш: несгруппированный углистый хондрит 2 типа». Метеоритика и планетология . 37 (5): 737–61. Бибкод : 2002M&PS...37..737Z . дои : 10.1111/j.1945-5100.2002.tb00852.x . S2CID   128810727 .
  153. ^ Миттлфельдт, Д.В. (2002). «Геохимия разгруппированного углистого хондрита озера Тагиш, аномального хондрита CM Bells и сравнение с хондритами CI и CM» . Метеоритика и планетология . 37 (5): 703–12. Бибкод : 2002M&PS...37..703M . дои : 10.1111/j.1945-5100.2002.tb00850.x . S2CID   127660178 .
  154. ^ Грейди, ММ; Верчофский, AB; Франки, Айова (2002). «Геохимия легких элементов хондрита CI2 озера Тагиш: сравнение с метеоритами CI1 и CM2». Метеоритика и планетология . 37 (5): 713–35. Бибкод : 2002M&PS...37..713G . дои : 10.1111/j.1945-5100.2002.tb00851.x . S2CID   129629587 .
  155. ^ Клейтон, Р.Н.; Маеда, ТК (2001). Изотопный состав кислорода углистого хондрита озера Тагиш . Конференция лунных и планетарных наук. 32. с. 1885.
  156. ^ Энгранд, К.; Гунель, М.; Дюпра, Дж; Золенский, М.Э. (2001). «Изотопный состав кислорода in situ отдельных минералов озера Тагиш, уникальный углеродистый метеорит типа 2». Конференция лунных и планетарных наук. 32 : 1568. Бибкод : 2001LPI....32.1568E .
  157. ^ Ушикубо, Т.; Кимура, М. (2020). «Кислородно-изотопная систематика хондр и фрагментов оливина из хондрита C2 озера Тагиш: значение областей формирования хондр в протопланетном диске» . Geochimica et Cosmochimica Acta . 293 : 328–43. дои : 10.1016/j.gca.2020.11.003 . S2CID   228875252 .
  158. ^ Фридрих, Дж. М.; Ван, М.-С.; Липшуц, Мэн (2002). «Сравнение микроэлементного состава озера Тагиш с другими примитивными углистыми хондритами» . Метеоритика и планетология . 37 (5): 677–86. Бибкод : 2002M&PS...37..677F . дои : 10.1111/j.1945-5100.2002.tb00847.x . S2CID   129795199 .
  159. ^ Эш, РД; Уокер, Р.Дж.; Пухтель, И.С.; Макдонаф, ВФ; Ирвинг, Эй Джей (март 2011 г.). Химия микроэлементов Северо-Западной Африки 5958, любопытный примитивный углеродистый хондрит . 42-й ЛПСК. п. 2325.
  160. ^ Жаке, Э. (2016). «Северо-Западная Африка 5958: слабо измененный несгруппированный хондрит, связанный с CM, а не CI3». Метеоритика и планетология . 51 (5): 851–69. arXiv : 1702.05955 . Бибкод : 2016M&PS...51..851J . дои : 10.1111/maps.12628 . S2CID   119423628 .


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=CI_chondrite&oldid=1244641186"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: b8a6c1b429942690b38ec82704899801__1725772740
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/b8/01/b8a6c1b429942690b38ec82704899801.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
CI chondrite - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)