Χονδρίτης

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Πήδηση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
Δείγμα κομμένου χονδρίτη τύπου L4-6, που δείχνει τους χόνδρους και μεταλλικές «νιφάδες»

Οι χονδρίτες (chondrites) είναι η σημαντικότερη υποκατηγορία των λιθωδών (μη μεταλλικών) μετεωριτών ή λιθομετεωριτών. Οι χονδρίτες είναι αδιαφοροποίητοι μετεωρίτες, δηλαδή δεν έχουν αλλοιωθεί από τήξη ή γεωλογικές-χημικές διεργασίες κατά την παραμονή τους σε ένα ουράνιο σώμα.[1] Σχηματίσθηκαν αμέσως μετά τη δημιουργία του Ηλιακού Συστήματος, όταν κόκκοι διαστημικής σκόνης συσσωματώθηκαν και σχημάτισαν μικρά ουράνια σώματα. Οι χονδρίτες πήραν την ονομασία τους από τη χαρακτηριστική δομή τους και συγκεκριμένα από την παρουσία μικρών σφαιροειδών κόκκων, που ονομάζονται χόνδροι και αποτελούνται από διακριτά ορυκτά.[2] Οι μετεωρίτες αυτοί είναι με μεγάλη διαφορά το συνηθέστερο είδος μετεωριτών που πέφτουν στη Γη, με ποσοστό που εκτιμάται από 85,7%[3] μέχρι 86,2%.[4] όλων των πτώσεων μετεώρων. Η μελέτη τους παρέχει σημαντικές πληροφορίες για την κατανόηση της προελεύσεως και της ηλικίας του Ηλιακού Συστήματος, τη σύνθεση των οργανικών ενώσεων, ακόμα και για την προέλευση της ζωής στη Γη.

Το υλικό των υπόλοιπων λιθομετεωριτών, που ονομάζονται εξ αντιδιαστολής αχονδρίτες, διαμορφώθηκε πιο πρόσφατα.[5]

Σήμερα υπάρχουν περισσότεροι από 27.000 χονδρίτες σε συλλογές μετεωριτών παγκοσμίως. Το μεγαλύτερο δείγμα που έχει συλλεχθεί έχει μάζα 1770 χιλιόγραμμα και είναι θραύσμα από τη βροχή μετεώρων του Τσιλίν (Κίνα) του 1976.

Προέλευση και ιστορία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι χονδρίτες σχηματίσθηκαν από τη συσσωμάτωση κόκκων σκόνης ή μεγαλύτερων κόκκων (μεγέθους κόκκων άμμου έως μικρού χαλικιού), που ήταν παρόντες κατά τη δημιουργία του Ηλιακού Συστήματος. Από αυτή τη συσσωμάτωση προέκυψαν σώματα με τις διαστάσεις μικρού αστεροειδή. Αν το μητρικό σώμα των χονδριτών ήταν μεγαλύτερο, τότε θα είχε υποστεί τήξη και πλανητική διαφοροποίηση, οπότε οι χονδρίτες δεν θα είχαν τα ξεχωριστά χαρακτηριστικά τους. Χρονολόγηση με χρήση των ισοτόπων του μολύβδου 206Pb και 204Pb δίνει μια εκτίμηση για την ηλικία τους 4,57 ± 1,0 δισεκατομμύρια έτη[6], σε συμφωνία με άλλες μεθόδους. Μία άλλη ένδειξη για τη μεγάλη ηλικία και την πρωτογενή σύνθεσή τους είναι το ότι η περιεκτικότητα σε μη πτητικά στοιχεία της ύλης στους χονδρίτες είναι παρόμοια με εκείνη της ατμόσφαιρας του Ήλιου και άλλων αστέρων του Γαλαξία.[7] Αν και τα μητρικά σώματα των χονδριτών δεν θερμάνθηκαν ποτέ αρκετά ώστε να τηχθούν εσωτερικά, πολλά από αυτά έφθασαν σε αρκετά υψηλές θερμοκρασίες ώστε να επέλθει κάποιος θερμικός μεταμορφισμός στο εσωτερικό τους. Η πηγή της θερμότητας ήταν μάλλον η ραδιενεργός διάσπαση ισοτόπων με χρόνους ημιζωής μικρότερους από λίγα εκατομμύρια έτη, ιδίως του 26Al και του 60Fe, αλλά πρόσθετη θέρμανση μπορεί να προήλθε από προσκρούσεις άλλων πρωτοπλανητικών σωμάτων. Πολλοί «χονδριτικοί» αστεροειδείς περιείχαν σημαντικές ποσότητες νερού, ίσως εξαιτίας της προσκολλήσεως σωματιδίων πάγου. Ως αποτέλεσμα, πολλοί χονδρίτες περιέχουν ένυδρα ορυκτά, όπως αργίλους, που δημιουργήθηκαν όταν το νερό αλληλεπέδρασε με το υλικό. Επιπλέον, όλοι οι «χονδριτικοί» αστεροειδείς επηρεάσθηκαν από διαδικασίες προσκρούσεων και ωστικών κυμάτων. Αυτές είχαν ως αποτέλεσμα διάφορες τροποποιήσεις, όπως συμπύκνωση, μετατροπή σε συντρίμματα, τοπική τήξη και δημιουργία ορυκτών που σχηματίζονται μόνο από υψηλή πίεση. Το γενικό αποτέλεσμα αυτών των δευτερευόντων διαδικασιών είναι ότι μόνο λίγοι γνωστοί χονδρίτες διατηρούν πλήρως στην πρωτογενή τους μορφή τους κόκκους σκόνης και τους χόνδρους από τους οποίους προήλθαν.

Πρωτοπλανητικός δίσκος: κόκκοι σκόνης συγκρούονται και συσσωματώνονται, σχηματίζοντας πρωτοπλανήτες ή αστεροειδείς.
Χόνδροι σε δείγμα του μετεωρίτη Bjurböle[8]
Χόνδροι σε δείγμα του μετεωρίτη Grassland[9]

Χαρακτηριστικά[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το εξέχον χαρακτηριστικό ενός χονδρίτη είναι η παρουσία των χόνδρων, σφαιροειδών σωμάτων με διαστάσεις από 0,1 χιλιοστό μέχρι και λίγο πάνω από ένα εκατοστό του μέτρου (συνήθως έως 4 χιλιοστά). Οι χόνδροι γεννήθηκαν ως ελεύθερα σώματα περιπλανώμενα στον χώρο του υπό διαμόρφωση Ηλιακού Συστήματος και το σφαιροειδές τους σχήμα υποδεικνύει ότι ήταν τηγμένοι, ολικώς ή μερικώς, σε κάποια περίοδο. Οι περισσότεροι χόνδροι αποτελούνται κυρίως από τα πυριτικά ορυκτά ολιβίνη και πυρόξενο. Περιέχουν επίσης πυρίμαχες προσμίξεις (κάποιες πλούσιες σε ασβέστιο και αργίλιο), οι οποίες θεωρούνται τα αρχαιότερα ίσως υλικά που σχηματίσθηκαν στο Ηλιακό Σύστημα. Οι χονδρίτες περιέχουν επιπλέον σωματίδια μεταλλικού σιδήρου και νικελίου, όπως και θειούχων ορυκτών, αλλά και πυριτικά ορυκτά σε μορφή κόκκων (μικρότερων από τους χόνδρους). Η υπόλοιπη μάζα των χονδριτών αποτελείται από λεπτή σκόνη, με κόκκους διαστάσεων εκατομμυριοστού του μέτρου. Αυτοί είναι είτε ενσωματωμένοι στο κυρίως πέτρωμα του μετεωρίτη, είτε σχηματίζουν κελύφη-«χείλη» γύρω από τους χόνδρους ή τις πυρίμαχες προσμίξεις. Ενσωματωμένοι μέσα σε αυτή τη σκόνη έχουν ανακαλυφθεί οι λεγόμενοι προηλιακοί κόκκοι, οι οποίοι υπήρχαν πριν τη δημιουργία του Ηλιακού Συστήματος. Οι χόνδροι έχουν διακριτή υφή, χημική σύσταση και ορυκτολογία, ενώ η προέλευσή τους συνεχίζει να αποτελεί αντικείμενο κάποιων συζητήσεων.[10] Η επιστημονική κοινότητα γενικώς δέχεται πλέον ότι σχηματίσθηκαν από τη δράση ενός κρουστικού κύματος που πέρασε κάποτε από το Ηλιακό Σύστημα, παρότι δεν υπάρχει συμφωνία για την προέλευση αυτού του κύματος.[11]

Ταξινόμηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι χονδρίτες υποδιαιρούνται περαιτέρω σε τάξεις (classes) και αυτές σε ομάδες (groups), συνολικά περίπου 15 ομάδες, στη βάση των ορυκτολογικών τους χαρακτηριστικών[12], της χημικής τους συστάσεως και της αναλογίας των ισοτόπων του οξυγόνου μεταξύ τους[13]. Πιθανότατα οι διαφορετικές ομάδες των χονδριτών προέρχονται από διάκριτους αστεροειδείς ή ομάδες παρόμοιων αστεροειδών. Η καθεμιά ομάδα έχει διαφορετικό μείγμα χόνδρων, πυρίμαχων προσμίξεων, σκόνης και άλλων, όπως και χαρακτηριστικές διαστάσεις κόκκων. Επιπροσθέτως, οι χονδρίτες ταξινομούνται με βάση της φθοράς τους κατά την παραμονή τους στη Γη.[14]

Μία τρίτη ταξινόμηση των χονδριτών είναι σύμφωνα με τον πετρολογικό τύπο τους, έναν αριθμό από το 1 έως το 7 που περιγράφει τον βαθμό στον οποίο μεταμορφώθηκαν υπό την επίδραση υψηλών θερμοκρασιών ή νερού σε υγρή κατάσταση. Σε χονδρίτες τύπων 6 και 7 οι χόνδροι είναι δυσδιάκριτοι, καθώς έχουν καταστραφεί από τη θερμότητα. Οι χονδρίτες τύπου 3 είναι οι πραγματικά αναλλοίωτοι, ενώ στους τύπου 2 υπάρχει κάποια αλλοίωση από την παρουσία νερού και στους τύπου 1 αυτή η υδατική αλλοίωση έχει επίσης καταστήσει δυσδιάκριτους τους χόνδρους.

Στον παρακάτω πίνακα[15] δίνεται η βασική ταξινόμηση των χονδριτών μετεωριτών. Τα αρχικά H, L και LL παραπέμπουν σε υψηλή (High), χαμηλή (Low) περιεκτικότητα σε σίδηρο, και χαμηλή περιεκτικότητα σε σίδηρο και μέταλλα (Low-Low), αντιστοίχως. Ο σίδηρος δεν βρίσκεται σε μεταλλική μορφή (αλλιώς θα μιλούσαμε για λιθοσιδηρομετεωρίτες και όχι λιθομετεωρίτες), αλλά χημικώς ενωμένος σε ενώσεις του.

Τάξη Ομάδα Χαρακτήρας χόνδρων / σύσταση Συμβολισμός
Ενστατίτες E άφθονοι E3, EH3, EL3
ευδιάκριτοι E4, EH4, EL4
λιγότερο ευδιάκριτοι E5, EH5, EL5
δυσδιάκριτοι E6, EH6, EL6
τηγμένοι E7, EH7, EL7
Συνήθεις χονδρίτες H άφθονοι H3-H3,9
ευδιάκριτοι H4
λιγότερο ευδιάκριτοι H5
δυσδιάκριτοι H6
τηγμένοι H7
L άφθονοι L3-L3,9
ευδιάκριτοι L4
λιγότερο ευδιάκριτοι L5
δυσδιάκριτοι L6
τηγμένοι L7
LL άφθονοι LL3-LL3,9
ευδιάκριτοι LL4
λιγότερο ευδιάκριτοι LL5
δυσδιάκριτοι LL6
τηγμένοι LL7
Ανθρακούχοι χονδρίτες I (Ivuna) φυλλοπυριτικά ορυκτά, μαγνητίτης CI
M (Mighei) φυλλοπυριτικά, ολιβίνης CM1-CM2
V (Vigarano) ολιβίνης πλούσιος σε Fe, ορυκτά Ca και Al CV2-CV3.3
R (Renazzo) φυλλοπυριτικά, ολιβίνης, πυρόξενος, μέταλλα CR
O (Ornans) ολιβίνης, πυρόξενος, μέταλλα, ορυκτά Ca-Al CO3-CO3.7
K (Karoonda) ολιβίνης, ορυκτά Ca-Al CK
B (Bencubbin) πυρόξενος, μέταλλα CB
H πυρόξενος, μέταλλα, ολιβίνης CH
Kakangari     K
Rumuruti   ολιβίνης, πυρόξενοι, πλαγιόκλασος, σουλφίδια R

Ενστατίτες χονδρίτες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο ενστατίτης χονδρίτης του Saint Sauveur (EH5)

Oι ενστατίτες (E), αποτελούν μόλις το 2% των χονδριτών που έχουν βρεθεί. Η ονομασία τους προέρχεται από το πυριτικό ορυκτό ενστατίτη (MgSiO3). Περιέχουν τα λιγότερα ένυδρα ορυκτά, έχοντας περιεκτικότητα σε νερό μικρότερη του 0,01%. Με βάση τον φασματικό τους τύπο, δύο αστεροειδείς έχουν προταθεί ως πηγή των μετεωροειδών αυτού του τύπου: ο 16 Ψυχή και πρόσφατα ο 21 Λουτησία. Οι ενστατίτες περιέχουν και ορυκτά τα οποία δεν απαντώνται στη Γη, επειδή ο σχηματισμός τους θα απαιτούσε «ακραία» αναγωγικές συνθήκες, όπως τα θειούχα ορυκτά ολδαμίτης και νινινγκερίτης. Ο μεγαλύτερος γνωστός ενστατίτης είναι ο μετεωρίτης του Abee, που έπεσε στην Αλμπέρτα του Καναδά το 1952 και είχε μάζα 107 χιλιόγραμμα.

Συνήθεις χονδρίτες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Συνήθης χονδρίτης τύπου LL6

Οι περισσότεροι μετεωρίτες που πέφτουν στη Γη είναι οι λεγόμενοι συνήθεις χονδρίτες: περί το 90% όλων των χονδριτών είναι συνήθεις χονδρίτες, που υποδιαιρούνται στις ομάδες H (το 42% περίπου), L (το 46% περίπου) και LL (το 10% περίπου), ανάλογα με την περιεκτικότητα σε σίδηρο, π.χ. οι μετεωρίτες H περιέχουν έως και 20% στοιχειακό σίδηρο και νικέλιο, ενώ οι LL το λιγότερο 2%. Οι χόνδροι των συνήθων χονδριτών είναι γενικώς άφθονοι, ενώ οι πυρίμαχες προσμίξεις λιγοστές. Οι συνήθεις χονδρίτες διακρίνονται επίσης από τον ασυνήθιστα υψηλό λόγο ισοτόπων του οξυγόνου 17O/16O σε σχέση με τα γήινα πετρώματα. Το υλικό των περισσότερων συνήθων χονδριτών είχε θερμανθεί κάποτε πολύ πάνω στον μητρικό τους αστεροειδή, σαφώς πάνω από τους 500 °C.

Παράδειγμα συνήθους χονδρίτη είναι ο μετεωρίτης του Ochansk, που βρέθηκε το 1887 στη Ρωσία, ενώ και το μεγάλο Μετέωρο του Τσελιάμπινσκ, ένας μικρός αστεροειδής διαμέτρου 20 μέτρων και αρχικής μάζας περίπου 12 χιλιάδων τόνων, που εξερράγη στην ατμόσφαιρα προκαλώντας ζημιές και έμμεσους τραυματισμούς στη Ρωσία στις 15 Φεβρουαρίου 2013, ήταν συνήθης χονδρίτης της ομάδας LL.

Ανθρακούχοι χονδρίτες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Δείγμα του μετεωρίτη Allende, ανθρακούχου χονδρίτη της ομάδας CV3

Ιδιαίτερο ενδιαφέρον παρουσιάζει η τάξη των ανθρακούχων χονδριτών (C), αν και αποτελεί μόλις το 4,6% του συνόλου των πτώσεων μετεωριτών και οι χόνδροι τους είναι δυσδιάκριτοι. Ο λόγος είναι ότι, όπως και οι κομήτες, οι C περιέχουν συχνά οργανικές χημικές ενώσεις, κάποτε πολύπλοκες και μεγάλης βιολογικής σημασίας, όπως αμινοξέα. Ιδίως η ομάδα CM περιέχει γνωστές ενώσεις της βιοχημείας, όπως βάσεις πουρίνης και πυριμιδίνης. Τον Μάρτιο του 2015 επιστήμονες της NASA ανακοίνωσαν για πρώτη φορά τη σύνθεση βάσεων των νουκλεϊκών οξέων DNA και RNA (κυτοσίνης, ουρακίλης και θυμίνης) στο εργαστήριο, υπό συνθήκες ίδιες με αυτές που επικρατούν στο διάστημα, εμπνεόμενοι από πυριμιδίνες που έχουν βρεθεί σε μετεωρίτες C. Οι πυριμιδίνες πιθανότατα σχηματίσθηκαν στα εξωτερικά στρώματα ερυθρών γιγάντων αστέρων ή σε διαστρικά νέφη αερίου και σκόνης, ενώ μετά ενσωματώθηκαν στους προηλιακούς κόκκους, που με τη σειρά τους έγιναν χόνδροι σε χονδρίτες μετεωρίτες. Τον Ιανουάριο του 2018 ερευνητές στο Εθνικό Εργαστήριο Λώρενς στο Μπέρκλεϋ, ανακάλυψαν μετά από επισκόπηση με ακτίνες Χ σε μικροσκοπικό επίπεδο ότι δύο μετεωρίτες που έπεσαν στο Τέξας και στην Αφρική το 1998 περιείχαν νερό σε υγρή μορφή, μαζί με πολύπλοκες οργανικές ενώσεις-προδρόμους της ζωής. Καθώς σχολίασε η ερευνήτρια Queenie Chan, «αυτή είναι πραγματικά η πρώτη φορά που ανευρίσκεται άφθονο οργανικό υλικό συνδεδεμένο με υγρό νερό, κάτι αληθινά κρίσιμο για την προέλευση της ζωής και των πολύπλοκων οργανικών ενώσεων στο διάστημα». Γενικότερα, σε ανθρακούχους χονδρίτες έχουν βρεθεί περισσότερες από 600 οργανικές ενώσεις, οι οποίες πρέπει να έχουν συντεθεί σε διαφορετικές συνθήκες, τόπους και χρονικές περιόδους.

Υπάρχουν άλλες επτά ομάδες στην τάξη των ανθρακούχων χονδριτών εκτός από τη CM: οι CI, CV, CR, CO, CK, CB και CH, καθώς και αταξινόμητοι C. Από όλες τις ομάδες οι CM και CI περιέχουν το περισσότερο νερό (μέχρι και 22%), με τη μορφή ένυδρων κρυσταλλικών ορυκτών, όπως και τις περισσότερες οργανικές ενώσεις. Περίφημοι ανθρακούχοι χονδρίτες μετεωρίτες είναι ο Murchison, που έπεσε στην ομώνυμη τοποθεσία της Αυστραλίας στις 28 Σεπτεμβρίου 1969, και ο Allende, ο μεγαλύτερος γνωστός C και μέλος της ομάδας CV, που έπεσε σε θραύσματα στην Chihuahua του Μεξικού στις 8 Φεβρουαρίου 1969 και προήλθε από μετέωρο συνολικής μάζας άνω των 2 τόνων, ενώ το μεγαλύτερο θραύσμα που βρέθηκε έχει μάζα 110 χιλιόγραμμα. Εν μέρει επειδή ο Murchison είναι ο πλέον εξονυχιστικά μελετημένος μετεωρίτης CM, έχουν ανιχνευθεί σε αυτόν περισσότερα από 70 διαφορετικά αμινοξέα, ετεροκυκλικές οργανικές ενώσεις, ακόμα και φουλερένια, μια άγνωστη κατηγορία ουσιών την εποχή που έπεσε ο μετεωρίτης.

Χονδρίτες Kakangari και Rumuruti[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Δύο πολύ σπάνιες τάξεις χονδριτών είναι οι Kakangari (K) και οι Rumuruti (R). Οι πρώτοι μοιάζουν λίγο με τους ενστατίτες, ενώ οι δεύτεροι είναι αντιθέτως οι πλέον οξειδωμένοι χονδρίτες: θα έλεγε κάποιος ότι προήλθαν από τον γήινο φλοιό, αν δεν είχαν πολύ υψηλότερο λόγο περιεκτικότητας του ισοτόπου του οξυγόνου με μαζικό αριθμό 17 προς το οξυγόνο με μαζικό αριθμό 16, λόγο που υπερβαίνει ακόμα και τον αντίστοιχο των συνήθων χονδριτών.

Σύσταση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Επειδή οι χονδρίτες δημιουργήθηκαν από τη συσσώρευση υλικού που παρέμεινε αδιαφοροποίητο και άτηκτο από τις απαρχές του Ηλιακού Συστήματος, έχουν πολύ πρωτόγονες συστάσεις. Η λέξη «πρωτόγονες» με αυτή την έννοια σημαίνει ότι οι περιεκτικότητες των περισσότερων χημικών στοιχείων δεν διαφέρουν πολύ από τις μετρούμενες με φασματοσκοπικές μεθόδους στη φωτόσφαιρα του Ηλίου, οι οποίες με τη σειρά τους πρέπει να αντιπροσωπεύουν τις μέσες περιεκτικότητες ολόκληρου του Ηλιακού Συστήματος σε αυτά τα στοιχεία. Αυτά δεν περιλαμβάνουν βεβαίως τα ελαφρότερα στοιχεία υδρογόνο και ήλιο, και συγκρίνονται συνήθως με την περιεκτικότητα σε πυρίτιο. Π.χ. ο λόγος του αριθμού ατόμων μαγνησίου προς τον αριθμό ατόμων πυριτίου που μετρείται στον Ήλιο (1,07) είναι ίσος με τον αντίστοιχο λόγο στους χονδρίτες CI[16].

Υπάρχουν βεβαίως, όπως προαναφέρθηκε, διαβαθμίσεις μεταξύ των διαφορετικών ομάδων και τάξεων χονδριτών. Οι CI φαίνεται να ταυτίζονται σχεδόν με τον Ήλιο σε σύσταση, εκτός από το υδρογόνο, τον άνθρακα, το άζωτο και τα ευγενή αέρια. Σε άλλες ομάδες υπάρχουν αποκλίσεις από την ηλιακή σύσταση, καθώς υπήρξαν μεταβολές φάσεων που διαφοροποίησαν κλιμακωτά τις συστάσεις μέσα στο αρχικό μείγμα, με πολύ συστηματικούς τρόπους:

  • Σε κάποιο στάδιο κατά τον σχηματισμό πολλών χονδριτών, σωματίδια μετάλλου διαχωρίσθηκαν μερικώς από σωματίδια πυριτικών ορυκτών. Ως αποτέλεσμα, χονδρίτες που προήλθαν από αστεροειδείς που δεν συσσώρευσαν όλο το περιεχόμενό τους σε μέταλλα (π.χ. οι L και LL) έχουν έλλειψη σιδηρόφιλων στοιχείων, ενώ όσοι συσσώρευσαν περισσότερα (π.χ. οι CH, CB και EH) είναι εμπλουτισμένοι σε αυτά σε σχέση με τον Ήλιο.
  • Με παρόμοιο τρόπο (η ακριβής διεργασία δεν είναι γνωστή), «πυρίμαχα» στοιχεία όπως το ασβέστιο και το αργίλιο διαχωρίσθηκαν από λιγότερο πυρίμαχα, όπως το μαγνήσιο και το πυρίτιο, οπότε δεν λήφθηκαν με τις ίδιες αναλογίες από κάθε αστεροειδή. Τα μητρικά σώματα πολλών ομάδων ανθρακούχων χονδριτών περιείχαν υπερβολικά πολλούς κόκκους πλούσιους σε πυρίμαχα στοιχεία, ενώ εκείνα των συνήθων χονδριτών και των ενστατιτών είχαν πολύ λιγότερους τέτοιους κόκκους.
  • Μόνο η ομάδα CI σχηματίσθηκε με ηλιακές αναλογίες και σε μερικά πτητικά στοιχεία * Γενικώς η έλλειψη στοιχείων αντιστοιχεί στον βαθμό πτητικότητας, με τα πτητικότερα στοιχεία να λείπουν περισσότερο.

Η παρουσία νερού[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι χονδρίτες είτε περιέχουν νερό ενσωματωμένο σε ένυδρα ορυκτά, είτε περιέχουν ορυκτά που έχουν σχηματισθεί υπό την επίδραση νερού σε υγρή κατάσταση. Αυτό σημαίνει πως ο μητρικός αστεροειδής τους πρέπει να περιείχε νερό. Στις απαρχές του Ηλιακού Συστήματος το νερό θα πρέπει να ήταν παρόν ως πάγος και λίγα εκατομμύρια χρόνια μετά τον σχηματισμό του αστεροειδή ο πάγος θα έλιωσε, επιτρέποντας στο νερό να αντιδράσει με τους ολιβίνες και τους πυρόξενους και να τους αλλοιώσει. Η εξάτμιση του νερού στην επιφάνεια του σώματος θα ήταν αρκετά υψηλή χωρίς ατμόσφαιρα και με αμελητέα βαρύτητα, ώστε η δημιουργία ποταμών ή λιμνών να θεωρείται ελάχιστα πιθανή, ιδίως αν το υλικό του ήταν αρκετά πορώδες ώστε να επιτρέψει στο νερό να διαχυθεί στο εσωτερικό του.[17]

Θεωρείται πιθανό ότι ένα μικρό μέρος του νερού που διαθέτει σήμερα η Γη προήλθε από την πρόσκρουση κομητών και ανθρακούχων χονδριτών στην επιφάνειά της.[18][19]

Η προέλευση της ζωής[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Γενική δομή αμινοξέος

Καθώς προαναφέρθηκε, οι ανθρακούχοι χονδρίτες περιέχουν πάνω από 600 οργανικές χημικές ενώσεις, οι οποίες συντέθηκαν σε διαφορετικά μέρη και εποχές: υδρογονάνθρακες, καρβοξυλικά οξέα, αλκοόλες, κετόνες, αλδεΰδες, αμίδια, αμίνες, σουλφονικά και άλλα οργανικά οξέα.[20] Αυτές οι ενώσεις κατατάσσονται συχνά σε τρεις κατηγορίες: τις αδιάλυτες στο χλωροφόρμιο και στη μεθανόλη, τους διαλυτούς στο χλωροφόρμιο υδρογονάνθρακες και τους διαλυτούς στη μεθανόλη (όπως είναι τα αμινοξέα).

Η πρώτη κατηγορία φαίνεται ότι προήλθε από τον διαστρικό χώρο, ενώ οι ενώσεις των άλλων κατηγοριών προήλθαν από πλανητοειδείς. Υποστηρίχθηκε ότι τα αμινοξέα συντέθηκαν κοντά στην επιφάνεια ενός πλανητοειδούς από τη ραδιόλυση (διάσπαση μορίων προκαλούμενη από ακτινοβολία) υδρογονανθράκων και ανθρακικού αμμωνίου με την παρουσία νερού σε υγρή κατάσταση. Με τη σειρά τους, οι υδρογονάνθρακες θα μπορούσαν να έχουν παραχθεί βαθιά στο εσωτερικό ενός πλανητοειδούς ,με μια διεργασία παρόμοια με τη μέθοδο Fischer-Tropsch. Αυτές οι συνθήκες θα μπορούσαν να συγκριθούν με αυτές που προκάλεσαν την εμφάνιση της ζωής πάνω στη Γη.[21]

Ο Μετεωρίτης Murchison έχει μελετηθεί ιδιαίτερα και στα περισσότερα από 70 διαφορετικά αμινοξέα που ανιχνεύθηκαν στο υλικό του περιλαμβάνονται μερικά συνηθισμένα, όπως η γλυκίνη, η αλανίνη και το γλουταμινικό οξύ, και μερικά πιο ασυνήθιστα, όπως η ισοβαλίνη (που δεν βρίσκεται πάνω στη Γη) και η ψευδολευκίνη.[22]

Δύο χονδρίτες που ανακαλύφθηκαν στην Ανταρκτική το 1992 και το 1995 διαπιστώθηκε επίσης ότι περιέχουν αμινοξέα σε συγκεντρώσεις 180 και 249 μέρη στο εκατομμύριο (ppm), ενώ οι ανθρακούχοι χονδρίτες περιέχουν συνήθως συγκεντρώσεις αμινοξέων 15 ppm ή λιγότερο. Αυτό μπορεί να υποδεικνύει ότι οι οργανικές χημικές ενώσεις είναι πολύ πιο άφθονες στο Ηλιακό Σύστημα από όσο πιστευόταν παλαιότερα, κάτι που ενισχύει την άποψη ότι οι οργανικές ενώσεις που οδήγησαν στην εμφάνιση της ζωής στη Γη μπορεί να είχαν εξωγήινη προέλευση.[23]

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]


Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. «2.2 La composición de la Tierra: el modelo condrítico in Planetología. Universidad Complutense de Madrid». Ανακτήθηκε στις 19 Μαΐου 2012. 
  2. Axxón. «Pistas químicas apuntan a un origen de polvo para los planetas terrestres» (στα Ισπανικά). Ανακτήθηκε στις 11 Μαΐου 2009. 
  3. Calvin J. Hamilton. «Meteoroides y Meteoritos» (στα Ισπανικά). Ανακτήθηκε στις 2009-04-18. 
  4. Bischoff, A.; Geiger, T. (1995). «Meteorites for the Sahara: Find locations, shock classification, degree of weathering and pairing». Meteoritics 30 (1): 113–122. doi:10.1111/j.1945-5100.1995.tb01219.x. ISSN 0026-1114. Bibcode1995Metic..30..113B. 
  5. Jordi, Llorca Pique (2004). «Nuestra historia en los meteoritos». El sistema solar: Nuestro pequeño rincón en la vía láctea. Universitat Jaume I, σελ. 75. ISBN 978-8480214667. https://books.google.com/books?id=27VVdmdHv3gC&pg=PT38&lpg=PT38&dq=meteoritos+met%C3%A1licos&source=bl&ots=ysNJhOq3qg&sig=n7HztNMMBqFqNAXfZ23PPNnoIS4&hl=es&ei=QCv6SZPgE9CRjAejiPmdAw&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=9#PPT40,M1. 
  6. Amelin, Yuri; Krot, Alexander (2007). «Pb isotopic age of the Allende chondrules». Meteoritics & Planetary Science 42 (7/8): 1043–1463. doi:10.1111/j.1945-5100.2007.tb00559.x. Bibcode2007M&PS...42.1043F. http://digitalcommons.library.arizona.edu/holdings/journal/article?r=uadc%3A%2F%2Fazu_maps%2FVolume42%2FNumber7-8%2Fp1321-1335. Ανακτήθηκε στις 2009-07-13. 
  7. Wood, J.A. (1988). «Chondritic Meteorites and the Solar Nebula». Annual Review of Earth and Planetary Sciences 16: 53–72. doi:10.1146/annurev.ea.16.050188.000413. 0084-6597, 53–72. Bibcode1988AREPS..16...53W. 
  8. «Bjurböle; Meteoritical Bulletin Database. The Meteoritical Society». Ανακτήθηκε στις 6 Μαρτίου 2013. 
  9. «Grassland; Meteoritical Bulletin Database. The Meteoritical Society». Ανακτήθηκε στις 6 Μαρτίου 2013. 
  10. Múñoz-Espadas, M.J.; Martínez-Frías, J.; Lunar, R. (2003). «Mineralogía, texturas y cosmoquímica de cóndrulos RP y PO en la condrita Reliegos L5 (León, España)» (στα ισπανικά). Geogaceta 34. 0213-683X, 35–38. 
  11. Astrobiology Magazine. «¿Cocinó Júpiter a los meteoritos?» (στα Ισπανικά). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 19 Απριλίου 2007. Ανακτήθηκε στις 18 Απριλίου 2009. 
  12. Van Schmus, W.R.; Wood, J.A. (1967). «A chemical-petrologic classification for the chondritic meteorites». Geochimica et Cosmochimica Acta 31 (5): 747–765. doi:10.1016/S0016-7037(67)80030-9. Bibcode1967GeCoA..31..747V. 
  13. Clayton, R.N.; Mayeda, T.K. (1989), «Oxygen Isotope Classification of Carbonaceous Chondrites», Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 20: 169 
  14. Wlotzka, F. (Ιούλιος 1993), «A Weathering Scale for the Ordinary Chondrites», Meteoritics 28 (3): 460 
  15. The Meteorite Market. «Types of Meteorites». Ανακτήθηκε στις 2009-04-18. 
  16. Grevesse & Sauval στην Encyclopedia of Astronomy & Astrophysics, IOP Publishing, Ltd., 2005
  17. Meteorite Museum, Institute of Meteoritics, Πανεπιστήμιο Νέου Μεξικού. «Asteroid Geology: Water». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 15 Δεκεμβρίου 2012. Ανακτήθηκε στις 28 Απριλίου 2009. 
  18. Drake, Michael J.; Righter, Kevin (2001). «Where did Earth's water come from?». GSA Annual Meeting 109. http://gsa.confex.com/gsa/2001AM/finalprogram/abstract_26225.htm. 
  19. Jörn Müller; Harald Lesch (2003). «Woher kommt das Wasser der Erde? – Urgaswolke oder Meteoriten.» (στα γερμανικά). Chemie in Unserer Zeit 37 (4): 242–246. doi:10.1002/ciuz.200300282. ISSN 0009-2851. 
  20. Jordi Llorca i Piqué (2004). «Moléculas orgánicas en el sistema solar: ¿dónde y cómo encontrarlas?» (στα ισπανικά). II Curso de Ciencias Planetarias de la Universidad de Salamanca. 
  21. Hyman Hartman; Michael A. Sweeney; Michael A. Kropp; John S. Lewis (1993). «Carbonaceous chondrites and the origin of life». Origins of Life and Evolution of Biospheres 23 (4): 221–227. doi:10.1007/BF01581900. 0169-6149, 221–227. Bibcode1993OLEB...23..221H. http://www.springerlink.com/content/x275g7772776jh07/. 
  22. Kvenvolden, Keith A.; Lawless, James; Pering, Katherine; Peterson, Etta; Flores, Jose; Ponnamperuma, Cyril; Kaplan, Isaac R.; Moore, Carleton (1970). «Evidence for extraterrestrial amino-acids and hydrocarbons in the Murchison meteorite». Nature 228 (5275): 923–926. doi:10.1038/228923a0. PMID 5482102. Bibcode1970Natur.228..923K. http://chemport.cas.org/cgi-bin/sdcgi?APP=ftslink&action=reflink&origin=npg&version=1.0&coi=1:CAS:528:DyaE3MXisVCnsg%3D%3D&pissn=0028-0836&pyear=1983&md5=cb8b015f54156458fa2be8cdca44789f. 
  23. Сarnegie Institution for Science (13 Μαρτίου 2008). «Meteorites a Rich Source for Primordial Soup». Ανακτήθηκε στις 30 Απριλίου 2009. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Chondrite της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).