콘드라이트

Chondrite
화석 ichnogenus는 Chondrites (genus)를 참조한다.
콘드로디테와혼동해서는 안 된다.
콘드라이트
— 유형 -
NWA869Meteorite.jpg
NWA 869 콘드라이트(유형 L4-6)의 시료로서, 콘드룰과 금속 플레이크가 나타난다.
구성형식돌멩이
모체용해와 행성 분화를 겪을 만큼 큰 몸체의 일부가 아닌 소형에서 중형 소행성.
애완동물류3–6
알려진 총 시료27,000개 이상

연석 / /kɒndraɪt/는 모체가 녹거나 분화하여 변형되지 않은 돌(비금속) 운석이다.[a][1] 그것들은 초기 태양계의 다양한 종류의 먼지와 작은 알갱이가 나타나 원시 소행성을 형성할 때 형성된다. 행성의 중력에서 포획되는 그러한 몸체들은 지구 표면을 향한 궤적을 타고 (빠르든, 혹은 많은 궤도를 돌고 나서든) 도착함으로써 가장 흔한 유형의 운석이 된다. 운석 총 인구에 대한 기여도 추정치는 85.[2]7%에서 86.2%로 [3]다양하다.

그들의 연구는 태양계의 기원과 나이, 유기화합물의 합성, 생명의 기원, 지구상에 물의 존재를 이해하는 중요한 단서들을 제공한다. 그들의 특징 중 하나는 뚜렷한 광물로 형성된 둥근 알갱이인 콘드룰의 존재인데, 보통 체적별로 콘드라이트의 20-80%를 구성하고 있다.[4]

콘드라이트는 철과 니켈 함량이 낮아 철 운석과 구별할 수 있다. 다른 비금속 운석, 연골이 없는 아콘드라이트는 더 최근에 형성되었다.[5]

현재 세계에는 27,000명이 넘는 콘드라이트가 소장되어 있다. 1770kg의 무게로 지금까지 발견된 가장 큰 개인 돌은 1976년 지린 운석 소나기의 일부였다. 콘드라이트 폭포는 단일 돌에서부터 수천 개의 개별 돌로 이루어진 특별한 소나기까지 다양하다. 후자의 한 예는 1912년 홀브룩 가을에서 일어났는데, 그 해에는 약 14,000개의 돌들이 아리조나 북부에 떨어져 있었다.

기원 및 역사

콘드라이트는 45억 4천만년 전에 소행성을 발생시킨 원시 태양계에 존재하는 먼지와 그릿의 입자에 의해 형성되었다. 이 연돌의 소행성 모체는 용해와 행성 분화를 겪을 만큼 큰 몸체의 일부가 결코 되지 않은 중소형 소행성이다. Pb/204Pb를 사용한 데이트는 4,566.6 ± 1.0 Ma의 추정 나이를 제공하며,[6] 다른 크로노미터와 일치하는 연령이다. 이들의 나이를 보여주는 또 다른 지표는 연두개미에서 비휘발성 원소의 풍부함이 태양 대기 및 우리 은하의 다른 별에서 발견되는 것과 유사하다는 사실이다.[7]

연두성 소행성은 내부 온도에 따라 녹을 정도로 뜨거워지지 않았지만, 많은 소행성들이 내부 온도에 도달해 상당한 열변화를 경험했다. 열의 근원은 새로 형성된 태양계, 특히 알과 페에 존재하는 짧은 수명의 방사성 동위원소(수백만 년 미만의 반감기)의 붕괴에서 오는 에너지일 가능성이 가장 높았지만, 열은 소행성에 대한 충격에 의해서도 야기되었을 수 있다. 많은 연돌 소행성들 또한 상당한 양의 물을 포함하고 있었는데, 아마도 암석 물질과 함께 얼음이 달라붙었기 때문일 것이다.

그 결과 많은 콘드라이트는 수성 변화라고 알려진 과정에서 물이 소행성의 바위와 상호작용할 때 형성된 클라이와 같은 수성 광물을 함유하고 있다. 또한 모든 연돌 소행성은 다른 소행성과의 충돌로 인한 충격과 충격 과정의 영향을 받았다. 이러한 사건들은 단순한 응집에서부터 간결, 결빙, 국지적인 용해, 고압 광물의 형성에 이르기까지 다양한 영향을 끼쳤다. 이러한 이차 열, 수성 및 충격 과정의 최종 결과는 소수의 알려진 연두개미만이 그들이 형성한 원래 먼지, 연두개 및 포함물로부터 자연 그대로 보존된다는 것이다.

원행성 원반: 먼지와 그릿의 입자가 충돌하여 행성이나 소행성을 형성한다.
비요르발 운석의 콘드라이트에 있는 콘드룰.[8]
초원 운석의 콘드라이트에 있는 콘드룰.[9]

특성.

콘드라이트에 존재하는 성분들 중 두드러지는 것은 수수께끼 같은 콘드룰, 밀리미터 크기의 구형 물체로서 우주에서 자유롭게 떠다니거나 녹거나 부분적으로 녹은 물방울로 유래되었다. 대부분의 콘드룰은 규산염 미네랄 올리빈과 피록센이 풍부하다.

샤이니 니/Fe 메탈은 북아프리카에서 발견되는 이 평범한 콘드라이트에 눈에 띄게 진열되어 있다.

콘드라이트는 또한 태양계에서 형성되는 가장 오래된 물체 중 하나인 내화성 포함물(Ca-Al 포함)과 금속성 Fe-Ni와 황화물이 풍부한 입자, 규산염 광물의 고립된 알갱이 등을 함유하고 있다. 콘드라이트의 나머지 부분은 미세한 결(마이크로미터 크기 또는 더 작은) 먼지로 구성되며, 이 먼지는 바위의 기질로서 존재할 수도 있고 개별 콘드룰과 내화성 포함물 주위에 림이나 맨틀을 형성할 수도 있다. 이 먼지에 포함된 것은 태양계의 형성을 앞서며 은하계의 다른 곳에서 유래된 전극성 입자(prestolar 낟알)가 포함되어 있다. 연골은 뚜렷한 질감과 구성성, 광물학성을 가지고 있으며, 그 기원은 계속 어떤 논쟁의 대상이 되고 있다.[10] 이 충격파의 원인에 대해서는 거의 일치된 것은 없지만, 태양계를 통과한 충격파의 작용에 의해 이러한 구들이 형성되었다는 것을 과학계는 대체로 인정하고 있다.[11]

2005년에 발표된 한 기사는 목성을 형성한 기체 원반의 중력 불안정성이 10km/s 이상의 속도로 충격파를 생성하여 연골의 형성을 초래했다고 제안했다.[12]

콘드라이트 분류

콘드라이트는 광물학,[13] 벌크 화학 성분, 산소 동위원소 성분[14](아래 참조)에 기초하여 약 15개의 구별되는 그룹으로 나뉜다. 다양한 연돌집단은 별개의 소행성이나 관련 소행성 집단에서 기원했을 가능성이 높다. 각 콘드라이트 집단은 콘드룰, 내화포함재, 매트릭스(먼지) 및 기타 성분과 특징적인 곡물 크기의 독특한 혼합물을 가지고 있다. 콘드라이트를 분류하는 다른 방법으로는 풍화작용과[15] 쇼크가 있다.[16]

콘드라이트는 또한 그들의 애완동물 종류에 따라 분류될 수 있는데, 이것은 그들이 열변성 또는 수변성(그들은 1에서 7 사이의 숫자로 할당된다)의 정도 이다. "3"이 할당되는 콘드라이트의 콘드룰은 변경되지 않았다. 더 큰 숫자는 최대 7까지 열변화가 증가했음을 나타내며, 여기서 연골은 파괴되었다. 물의 존재에 의해 콘드룰이 바뀐 콘드라이트는 3보다 낮은 숫자를 1로 줄였는데, 여기서 콘드룰은 이 변경으로 소실되었다.

다양한 분류 체계의 종합은 아래 표에 제시되어 있다.[17]

유형 서브타입 특징/콘드룰 문자 구분 서신 지정[18]
엔스타이트 콘드라이트 풍부하다 E3, EH3, EL3
구별하다 E4, EH4, EL4
덜 구별됨 E5, EH5, EL5
불분명함 E6, EH6, EL6
녹았다 E7, EH7, EL7
일반 콘드라이트 H 풍부하다 H3-H3,9
구별하다 H4
덜 구별됨 H5
불분명함 H6
녹았다 H7
L 풍부하다 L3-L3,9
구별하다 L4
덜 구별됨 L5
불분명함 L6
녹았다 L7
엘엘 풍부하다 LL3-LL3,9
구별하다 LL4
덜 구별됨 LL5
불분명함 LL6
녹았다 LL7
카본질 콘드라이트 이부나 필로실리케이트, 자석 CI
미그헤이 필로실라테스, 올리빈 CM1-CM2
비가라노 Fe, Ca 광물, 알이 풍부한 올리빈 CV2-CV3.3
레나초 필로실리케이트, 올리빈, 피록신, 금속 CR
오르난스 올리빈, 피록신, 금속, 카 광물 및 알 CO3-CO3.7
카룬다 올리빈, 카 광물 및 알 CK
벤큐빈 피록신, 금속 CB
하이 아이언[19] 피록신, 금속, 올리빈 CH
카캉가리형 K
루무루티족 올리빈, 피록세네, 플라기오클라아제, 설피데스 R

엔스타이트 콘드라이트

생사우베우른스타이트 콘드라이트 (EH5)
주요 기사: 엔스타이트 콘드라이트

엔스타이트 콘드라이트(E형 콘드라이트라고도 한다)는 지구에 떨어지는 콘드라이트의 약 2%만을 구성하는 것으로 생각되는 희귀한 형태의 운석이다.[20] 현재 알려진 E타입 콘드라이트는 200여개에 불과하다.[20] 대부분의 엔스타이트 콘드라이트는 남극에서 회수되었거나 미국 국립기상협회에 의해 수집되었다. 이들은 광물 엔스타이트(MgSiO3)가 높은 편이며, 여기서 이름을 얻는다.[20]

E형 콘드라이트는 가장 화학적으로 감소된 암석 중 하나로 철의 대부분이 산화물이 아닌 금속이나 황화물의 형태를 띠고 있다. 이것은 그들이 아마도 수성 궤도 내에 산소가 부족한 지역에서 형성되었음을 시사한다.[21]

일반 콘드라이트

주요 기사: 일반 콘드라이트
일반 콘드라이트 LL6
프놈펜 콘드라이트 L6 – 1868년

보통 연돌은 지구로 떨어지는 운석의 가장 흔한 유형이다: 모든 운석의 약 80%와 연돌석의 90% 이상이 보통 연돌이다.[10] 풍부한 연골, 희박한 행렬(바위의 10~15%)과 내화성 포함이 거의 없으며, Fe-Ni 금속과 트로일라이트(Fe-Ni metal and troilite, FeS)의 가변량을 함유하고 있다. 그들의 연골은 일반적으로 지름이 0.5~1mm이다. 일반 연돌은 화학적으로 Ca, Al, Ti, 희토류 등 내화성 석회성 원소에서의 감퇴로 인해 Si에 비해 화학적으로 구별되며, 지구 암석에 비해 O/1616O 비율이 비정상적으로 높아 동위원소학적으로 구별된다.

대부분, 그러나 전부는 아니지만, 일반 연두개체는 모체 소행성의 온도가 500 °C를 훨씬 넘는 등 상당한 수준의 변태를 경험했다. 그들은 세 그룹으로 나뉘는데, 금속의 양이 다르고 총 철의 양이 다르다.

  • H온드라이트는 고토탈 철과 고금속 Fe(15~20% Fe-Ni metal by mass[22]), L, LL온드라이트보다 작은 연골을 가지고 있다. 그것들은 브론자이트, 올리빈, 피록신, 플라기오클라아제, 금속 및 황화물로 구성되며 일반적인 콘드라이트 폭포의 약 42%가 이 그룹에 속한다(운석 낙하 통계 참조).
  • L 콘드라이트는 총 철 함량이 낮다. (질량 기준 7–11% Fe-Ni 금속 포함) 일반 콘드라이트 폭포의 46%가 이 그룹에 속해 있어 지구상에 낙하하는 운석의 가장 흔한 유형이다.
  • LL 콘드라이트는 낮은 총 철 및 낮은 금속 함량(질량 기준 3–5% Fe-Ni 금속, 2%는 금속성 Fe이며, 또한 브론자이트, 올리고클라제, 올리빈을 함유하고 있다.)[17]을 함유하고 있다. 일반 콘드라이트 폭포는 10개 중 1개만 이 그룹에 속한다.

이 그룹의 예로는 NWA 869 운석이 있다.

카본질 콘드라이트

주요기사 : 카본질 콘드라이트
1969년 멕시코에 떨어진 카본질 콘드라이트 CV3(중량 520g)

카본질 콘드라이트(C형 콘드라이트라고도 한다)는 지구에 떨어지는 콘드라이트 중 5% 미만을 차지한다.[23] 아미노산을 포함한 탄소 화합물이 존재하는 것이 특징이다.[24] 그것들은 휘발성 화합물의 비율이 가장 높기 때문에 연두의 태양으로부터 가장 멀리 형성되었다고 여겨진다.[2] 그들의 또 다른 주요 특징 중 하나는 물의 존재 또는 물의 존재에 의해 변화된 광물의 존재다.

카본질 콘드라이트의 집단은 많지만, 대부분 Si에 비해 내화성 석회성 원소의 농축에 의해 화학적으로 구별되고, 지구 암석에 비해 O/1616O 비율이 비정상적으로 낮아 동위원소학적으로 구별된다. CH 그룹을 제외한 모든 카본질 콘드라이트의 그룹은 특성형 표본으로 명명된다.

  • CI(Ivuna type) 콘드라이트는 연골과 내화성 포함물이 전혀 없으며, 모체 소행성에서 높은 수준의 수성 변화를 경험한 미세한 물질로 거의 독점적으로 구성되어 있다. CI 콘드라이트는 산화성이 높고 양각암으로 자석 및 황산염 광물이 풍부하며 금속성 Fe가 부족하다. 이들이 한때 수성광물 형성 과정에서 나중에 파괴된 연골과 내화성 포착물을 갖고 있었는지, 애초에[citation needed] 연골이 없었던 적이 없었는지는 다소 논란의 여지가 있는 문제다. CI 콘드라이트는 화학적 구성이 수소와 헬륨을 무시한 채 태양 광권과 매우 유사하기 때문에 눈에 띈다. 따라서, 그것들은 어떤 운석의 "원초적" 구성을 가지고 있으며, 종종 태양계 전체에서 형성된 물질에 의해 경험되는 화학적 분리의 정도를 평가하기 위한 표준으로 사용된다.
  • CO(오르난스형)와 CM(미그헤이형) 연골은 지름이 대부분 0.1~0.3mm로 매우 작은 연골을 포함하는 관련 집단으로, 내화성 포함은 상당히 풍부하고 연골과 비슷한 크기를 가지고 있다.
    • CM 콘드라이트는 약 70% 미세한 결이 있는 재료(매트릭스)로 구성되며, 대부분은 광범위한 수용성 변화를 경험했다. 1969년 호주에 떨어진 머치슨 운석은 이 그룹의 가장 잘 알려진 멤버다.
    • CO 연골은 약 30%의 매트릭스만을 가지고 있으며 수성 변화를 거의 경험하지 않았다. 대부분은 작은 정도의 열변화를 경험했다.
  • CR(Renazo type), CB(Bencubbin type), CH(고금속) 카본드라이트는 화학 및 산소 동위원소 성분과 관련이 있는 것으로 보이는 세 그룹이다. 모두 금속성 Fe-Ni가 풍부하며, 특히 CB 콘드라이트는 다른 모든 콘드라이트 그룹보다 금속 비율이 높다. CR 연돌은 대부분의 면에서 다른 연돌집단과 분명히 유사하지만, CH와 CB 연돌집의 기원은 다소 논란의 여지가 있다. 일부 노동자들은 이러한 연대의 많은 연골과 금속 알갱이들이 "정상적인" 연골들이 이미 형성된 후 충격 과정에 의해 형성되었을 수 있으며, 따라서 연골들이 "진정한" 연골들이 아닐 수 있다고 결론짓는다.
    • CR 콘드라이트는 일반 콘드라이트의 크기와 비슷한 크기의 콘드룰(약 1 mm), 내화성 포함물이 거의 없으며 매트릭스가 바위의 거의 절반을 차지한다. 많은 CR 콘드라이트는 광범위한 수성 변화를 경험했지만, 일부는 대부분 이 과정에서 벗어났다.
    • CH온드라이트는 일반적으로 지름이 0.02mm(20마이크로미터) 정도밖에 되지 않는 매우 작은 콘드룰로 유명하다. 그들은 똑같이 작은 내화성 포함의 작은 비율을 가지고 있다. 먼지가 많은 물질은 진정한 매트릭스가 아닌 분리된 쇄설물로 발생한다. CH 연돌은 또한 휘발성 원소에서의 극저하로 구별된다.
    • CB 콘드라이트는 두 가지 유형으로 발생하는데, 두 종류 모두 휘발성 원소가 매우 고갈되고 금속이 풍부하다는 점에서 CB 콘드라이트와 유사하다. CBa(부분군 a) 연골은 거친 갈기로 되어 있으며, 크고 종종 cm 크기의 연골과 금속 알갱이가 있으며 거의 내화성 포함물이 없다. 콘드룰은 대부분의 다른 콘드라이트에 비해 특이한 질감을 가지고 있다. CH온드라이트에서와 같이 먼지 물질은 이산 클라스에서만 발생하며 미세한 결로 매트릭스가 없다. CBb(부분군 b)온드라이트는 훨씬 더 작은(mm 크기의)온드라이트를 함유하고 있으며 내화성 포함 물질을 함유하고 있다.
  • CV(Vigarano type) 콘드라이트는 암석의 절반 정도를 구성하는 어두운 매트릭스에 설정된 mm 크기의 콘드룰과 풍부한 내화성 포함이 특징이다. CV 콘드라이트는 광대한 내화성 포함물로 알려져 있으며, 그 중 일부는 센티미터 크기에 이르며, 이들은 한 번 분해된 대형 포함성의 독특한 유형을 가진 유일한 그룹이다. 화학적으로 CV 콘드라이트는 어떤 콘드라이트 그룹의 내화성 석회성 원소 중 가장 높은 농도를 가지고 있다. CV 그룹에는 1969년 멕시코에서 일어난 주목할 만한 아옌데 폭락이 포함되어 있는데, 이 폭포는 역사상 가장 널리 분포된 운석 중 하나이며, 확실히 역사상 가장 잘 연구된 운석이 되었다.
  • CK(카룬다형) 콘드라이트는 화학적으로나 텍스트적으로 CV 콘드라이트와 비슷하다. 그러나 그것들은 CV보다 훨씬 적은 내화성 혼합물을 함유하고 있고, 훨씬 더 산화된 암석이며, 그들 대부분은 상당한 양의 열변화를 경험했다(CV와 다른 모든 카본질 연분류에 비하여).
  • 그룹화되지 않은 카본질 콘드라이트: 다수의 콘드라이트는 분명히 카본질 콘드라이트의 구성원이지만 어느 그룹에도 맞지 않는다. 2000년 캐나다에 떨어져 CM 콘드라이트와 중간인 타기시 레이크 운석, CV 콘드라이트와 관련이 있을 수 있는 그룹을 형성하는 쿨리지와 룬가나 001, CM과 CO 그룹 모두와 속성을 공유하는 극히 원시적인 콘드라이트인 Acfer 094 등이 그것이다.

카캉가리콘드라이트

K(카칸가리 종류) 그룹렛으로 알려진 세 개의 콘드라이트가 형성된다: 카칸가리, LEW 87232, 리아 주식회사 002.[25] 탄화질 콘드라이트와 유사한 많은 양의 먼지 매트릭스와 산소 동위원소 성분, 엔스타이트 콘드라이트와 가장 유사한 광물성분과 고금속 아연(부피 기준 6%~10%) 및 일반 콘드라이트와 가장 유사한 내화성 석회성소자 농도 등이 특징이다.

그들의 다른 많은 특징들은 O, E, C 연대와 유사하다.[26]

루무루티 콘드라이트

R (Rumuruti type) 콘드라이트는 매우 희귀한 집단으로, 문서화된 거의 900개의 콘드라이트 폭포 중에서 단 한 개의 추락만 문서화되었다. 그들은 유사한 종류의 연돌, 거의 굴절된 포함물, 대부분의 원소에 대한 유사한 화학적 구성, 그리고 O/16O 비율이 지구 암석에 비하여 비정상적으로 높다는 사실 등 일반 연돌과 공통되는 많은 성질을 가지고 있다. 그러나 R콘드라이트와 일반 콘드라이트는 상당한 차이가 있다: R콘드라이트는 먼지투성이의 매트릭스 물질(바위의 약 50%)을 훨씬 더 많이 가지고 있고, 금속성 Fe-Ni가 거의 들어 있지 않으며, O의 농도가 일반 콘드라이트에 비해 훨씬 높다. 그들이 함유하고 있는 거의 모든 금속은 산화되거나 황화물의 형태로 되어 있다. 그것들은 E콘드라이트보다 적은 수의 연골을 포함하고 있으며 소행성의 퇴석으로부터 온 것으로 보인다.[27]

구성

왜냐하면 태양계 역사상 매우 초기에 형성된 물질로부터 연두석이 축적되었고, 연두 소행성이 녹지 않았기 때문에 매우 원시적인 구성을 가지고 있기 때문이다. 이러한 의미에서 "원초"는 대부분의 화학 원소의 풍부함이 태양 광권의 분광법에 의해 측정되는 것과 크게 다르지 않다는 것을 의미하며, 이는 다시 태양계 전체를 잘 나타내어야 한다(주: 태양과 같은 기체 물체와 채와 같은 바위를 비교하기 위해서).온드라이트, 과학자들은 기준점으로 사용할 실리콘과 같은 암석 원소 하나를 선택한 다음 비율을 비교한다. 따라서 태양에서 측정한 Mg/Si의 원자비(1.07)는 CI 연돌에서[28] 측정한 것과 동일하다.

비록 모든 콘드라이트의 구성이 원시적이라고 여겨질 수 있지만, 위에서 논의한 바와 같이, 다른 집단들 사이에 변화가 있다. CI 연분류는 가스 형성 요소(예: 수소, 탄소, 질소, 고귀한 가스)를 제외한 모든 구성 요소에 대해 태양과 거의 동일한 것으로 보인다. 다른 콘드라이트 집단은 매우 체계적인 방법으로 태양 구성(즉, 분절)에서 벗어난다.

  • 많은 콘드라이트가 형성되는 동안 어느 시점에 금속 입자는 규산염 광물의 입자와 부분적으로 분리되었다. 그 결과, 완전한 금속 보완물(예: L, LL, EL 연석)이 첨가되지 않은 소행성에서 오는 연석류는 모든 사이더로피 원소에서 고갈되는 반면, 너무 많은 금속(예: CH, CB, EH 연석)은 태양에 비해 이러한 원소에서 농축된다.
  • 비슷한 방식으로, 비록 정확한 공정이 잘 이해되지는 않았지만, Ca와 Al과 같은 높은 내화성 원소는 Mg와 Si와 같은 덜 내화성 원소와 분리되어 각 소행성에 의해 균일하게 샘플링되지 않았다. 많은 카본질 콘드라이트의 모체는 내화 원소가 풍부한 과표본 곡물을 포함하고 있는 반면, 일반 콘드라이트와 엔스타이트 콘드라이트의 모체는 부족했다.
  • 휘발성 원소의 완전한 태양 보완으로 형성된 CI 그룹 외에는 연석류가 없다. 일반적으로 고갈 수준은 변동성의 정도에 해당하며, 가장 변동성이 큰 요소가 고갈된다.

애완동물류

콘드라이트의 집단은 1차 화학, 광물학 및 동위원소 특성(위)에 의해 결정된다. 모체 소행성의 열변성 및 수용성 변경의 2차 과정에 영향을 받은 정도는 그 펫티컬 타입으로 나타나며, 이는 그룹 이름(예: LL5 콘드라이트는 LL 그룹에 속하며 펫티컬 타입은 5이다)에 따른 숫자로 나타난다. 현재 애완동물 도량형을 묘사하는 계획은 1967년 반 슈무스와 우드에 의해 고안되었다.[13]

Van Schmus와 Wood에 의해 시작된 펫티컬 형태의 계획은 실제로 수성 변화를 설명하는 것(유형 1-2)과 열변화를 설명하는 것(유형 3-6)의 두 개의 별도 체계다. 시스템의 수성 변경 부분은 다음과 같이 작동한다.

  • 제1형은 원래 연석이 부족하고 물과 탄소가 다량 함유된 연돌을 지정하는데 사용되었다. 현재 제1형식의 용도는 올리빈과 피록센의 대부분이 수성 단계로 바뀔 정도로 광범위한 수성 변화를 경험한 운석을 나타내기 위한 것이다. 이러한 변화는 50~150℃의 온도에서 일어났기 때문에 1종 연돌은 따뜻했지만 열변화를 경험할 만큼 뜨겁지는 않았다. CI 그룹의 멤버들, 그리고 다른 그룹의 몇 가지 고도로 변형된 카본질 콘드라이트는 제1형 콘드라이트의 유일한 예들이다.
  • 제2형 콘드라이트는 광범위한 수용성 변화를 경험했지만 여전히 인식 가능한 콘드룰뿐만 아니라 일차적, 변경되지 않은 올리빈 및/또는 피록센을 포함하고 있는 것이다. 미세한 응결 매트릭스는 일반적으로 완전 수화되며 연골 내부의 미네랄은 가변적인 수화도를 보일 수 있다. 이 변화는 아마도 20 °C 미만의 온도에서 일어났을 것이고, 다시 말하지만, 이 운석들은 열변화가 되지 않는다. 거의 모든 CM과 CR 콘드라이트는 펫티컬 타입 2이다. 일부 무그룹 카본드라이트를 제외하고 다른 콘드라이트는 타입 2가 아니다.

이 계획의 열변성 부분은 증가하는 변성 온도에 수반하는 광물학 및 질감의 연속적인 변화를 설명한다. 이러한 연돌은 수성 변화의 영향에 대한 증거를 거의 보여주지 않는다.

  • 3종 연돌은 낮은 수준의 변태를 보여준다. 그것들은 종종 안정되지 않은 콘드라이트라고 불리는데, 올리빈과 피록센과 같은 미네랄은 태양 성운의 매우 다양한 조건 하에서 형성을 반사하면서 광범위한 구성을 보이기 때문이다. (타입 1과 2콘드리트도 안정화되지 않는다.) 모든 성분(콘드룰, 매트릭스 등)이 모체 소행성과 거의 동일한 성분과 광물학을 갖는 등 거의 청정 상태에 머물러 있는 콘드라이트는 유형 3.0으로 지정된다. 3.1형에서 3.9형까지 펫티컬 유형이 증가함에 따라 먼지 매트릭스에서 시작하여 연골과 같이 응고된 구성 요소에 점차적으로 영향을 미치는 심오한 광물학적 변화가 발생한다. 3.9형 콘드라이트는 여전히 원래 모습을 유지하고 있기 때문에 표면상으로는 변하지 않는 것처럼 보이지만, 대부분의 광물은 다른 구성의 곡물들 사이에 원소가 확산되어 영향을 받았다.
  • 4종, 5종, 6종류의 콘드라이트는 열변환에 의해 점점 더 변화되어 왔다. 이것들은 평형화된 콘드라이트인데, 고온으로 인해 대부분의 광물의 구성이 상당히 균질해졌다. 4타입에 따라, 매트릭스는 곡물 크기로 완전히 재분배되고 응고되었다. 5타입에 의해, 연골은 불분명해지기 시작하고 행렬은 식별될 수 없다. 6형식 연골에서 연골은 한때 매트릭스였던 것과 통합되기 시작하며, 작은 연골은 더 이상 알아볼 수 없을 수도 있다. 변형이 진행됨에 따라 많은 광물들이 응고되고 장석 형태와 같은 새로운 변성 광물들이 생겨난다.

일부 노동자들은 이것이 필요한지에 대한 합의는 없지만, 반 슈무스와 우드 변형 계획을 유형 7을 포함하도록 확장했다. 7형식 콘드라이트는 용융을 생성하는 데 필요한 온도보다 낮은 최고 온도를 경험했다. 만약 녹기 시작하면 운석은 아마도 콘드라이트가 아닌 원시 아콘드라이트로 분류될 것이다.

R과 CK 콘드라이트는 물론 일반 및 인스타이트 콘드라이트의 모든 그룹은 타입 3에서 타입 6까지의 완전한 변성 범위를 보여준다. CO 콘드라이트는 3.0에서 3.8까지 다양한 종류의 애완동물 유형에 걸쳐 있지만, 타입 3 멤버로만 구성된다.

물의 유무

이 운석들은 물에 의해 변형된 광물이나 물의 비율을 포함한다. 이는 이 유성들이 발원한 소행성에 물이 들어 있었을 것임을 암시한다. 태양계가 시작될 때 이것은 얼음으로 존재했을 것이고 소행성이 형성된 후 몇 백만 년 후에 얼음이 녹아서 액체 상태의 물이 올리빈과 피록세네와 반응하고 바꿀 수 있었을 것이다. 소행성에 강과 호수가 형성되는 것은 육지 수족관에서처럼 물이 내부로 스며들 수 있을 정도로 충분히 다공성이었다면 가능성이 낮았을 것으로 생각된다.[29]

지구에 존재하는 물의 비율은 혜성과 카본질 혼드라이트가 지구 표면에 미치는 영향에서 오는 것이라고 생각된다.[30][31]

생명의 기원

아미노산 일반구조
머치슨 운석은 스미스소니언의 NMNH에 전시되어 있다.

카본질 콘드라이트는 600개 이상의 유기 화합물을 함유하고 있으며, 이는 뚜렷한 장소와 뚜렷한 시기에 합성되었다. 이러한 유기 화합물에는 탄화수소, 카르복실산, 알코올, 케톤, 알데히드, 아민, 아미드, 아미드, 설폰산, 인산, 아미노산, 질소 염기 등이 포함된다.[32] 이들 화합물은 클로로포름이나 메탄올에 용해되지 않는 분수, 클로로포름 수용성 탄화수소, 메탄올에 용해되는 분수(아미노산 포함)의 세 가지 주요 그룹으로 나눌 수 있다.

첫 번째 분수는 성간 공간에서 기인하는 것으로 보이며 다른 분수에 속하는 화합물은 행성상체에서 기인한다. 아미노산은 탄화수소와 탄산암모늄의 방사성분해(방사선에 의한 분자의 분자 분해)에 의해 액체 상태의 물이 존재하는 곳에서 행성상체 표면 가까이에서 합성되는 것이 제안되었다. 또한, 탄화수소는 Fischer-Tropsch 공정과 유사한 공정에 의해 행성상체 내에서 깊은 곳에 형성되었을 수 있다. 이러한 조건들은 지구에서 생명의 기원을 일으킨 사건들과 유사할 수 있다.[33]

머치슨 운석은 철저히 연구되었다; 그것은 1969년 9월 28일에 그것의 이름을 가진 마을 가까이에 호주에 떨어졌다. 그것은 CM2이고 글리신, 알라닌, 글루탐산 같은 흔한 아미노산뿐만 아니라 이소발린, 의사-루신 같은 덜 흔한 아미노산도 포함하고 있다.[34]

1992년과 1995년 남극에서 채집된 운석 2개는 아미노산이 풍부한 것으로 조사되었으며, 아미노산은 180과 249ppm의 농도로 존재한다(탄소성 연분류는 보통 15ppm 이하의 농도를 가지고 있다). 이것은 태양계에 유기물질이 이전에 믿었던 것보다 더 풍부하다는 것을 나타낼 수 있고, 원시 수프에 존재하는 유기 화합물들이 외계로부터 유래했을 수 있다는 생각을 강화시켜 준다.[35]

참고 항목

메모들

  1. ^ 비금속이라는 용어를 사용한다고 해서 금속의 총 부재를 의미하는 것은 아니다.

참조

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외부 링크