Въглеродните хондрити или „С“ хондритите представляват едни от най-девствените известни метеорити, и техните химически композиции съответстват на химията на Слънцето по-тясно, отколкото всеки друг клас на хондритите. Въглеродните хондрити са примитивни и недиференцирани метеорити, които се образуват в богати на кислород региони на ранната Слънчева система, така в че по-голямата част от тях не са намерени метали в свободната си форма, а под формата на силикати, оксиди, или сулфиди. Повечето от тях съдържат вода или минерали, които са били променени, в присъствието на вода, а някои от тях съдържат големи количества въглерод, както и органични съединения (амино киселини). Това е особено вярно за въглеродните хондрити, които са относително непроменени чрез нагряване по време на тяхната история на формиране. Най-примитивните въглеродни хондрити никога не са били загрявани с температура над 50 ° C!
Въпреки това, съществуват различни кланове и групи от въглеродни хондрити, които са формирани на различни органи-майки в различни региони на ранната слънчева мъглявина. Най-важните групи са определени като CI, CM, CV, CO, CR, CK, и CH хондрити. По-нататък, ние бихме искали да представим тези групи, както и нова група, хондрити тип CB, известни също като бенкубинити.
CI Група
Хондритите от групата на CI са именувани за типа им от образеца Ivuna, който падна в Танзания през 1938 г. Има само една шепа от тези редки метеорити. Хондритите CI представляват едни от най-примитивните, трошливи, и „грозни“ метеорити – и все пак те са едни от най-интересните.
Всички те принадлежат към петрографически тип 1, което означава, че те са били обект на голям степен на водна промяна. Следователно те не съдържат никакви реликтни хондрули но вместо това, съдържат голямо количество вода, до 20%, в допълнение със много минерали, които са били променени в присъствието на вода, като например водосъдържащи филосиликати, подобни на земните глини, окиси на желязо под формата на магнетит, и слабо разпространени кристали от оливин разпръснати из черна матрица. В допълнение, те съдържат определени количества органична материя като ПАВ (Полициклични ароматни въглеводороди) и аминокиселини, които са градивните елементи на живота на Земята.
Поради тази странна смес от вода и сложни органични съединения, хондритите от групата на CI, са заподозрени да съдържат очарователни улики за произхода на живота на нашата планета и може би на други места във Вселената!
Някои изследователи предполагат, произхода на хондритите CI да е от комети, които са известни като „мръсни снежни топки“ – смес от замръзнала вода и девствена материя. Дори и ако това не е вярно, произхода на хондритите CI със сигурност е във външните краища на нашата слънчева система, тъй като те никога не са били с температура над 50 ° C по време на тяхното образуване и последващата им история. В противен случай, водата щеше да се изпари много бързо и водните филосиликати биха били трансформираха в други минерали което се дължи на загубата на вода.
CM Група
Тази група е кръстена на своя тип образец, метеорита на Mighei, който падна в Украйна през 1889 г., и той има много повече членове, отколкото предишната група. Около 80 хондрита от групата на CM са известни, и те най-често принадлежат към петрографически тип 2, въпреки че някои литологий в някои от неговите членове са известни, че принадлежат към тип 1 (например в метеорита Cold Bokkeveld). Със съдържание на около 10% вода, те съдържат по-малко от хондритите CI и показват по-малко водна промяна така, че някои хондрули са добре запазени. Тези хондрули се състоят от оливин и са разпръснати в цялата черна матрица. В тази смес от слоест силикат и магнетит, подобна на матрицата на хондритите CI, също така са установени и светло оцветени включвания. Тези високо-температурни силикати липсват в групата на CI.
Както и при хондритите CI, и в хондритите CM са добре известни, че съдържат множество сложни органични съединения. Най-добре е проучен метеорита на Мърчисън – CM2, който падна в Австралия през 1969 г. и бе установено, че съдържа повече от 230 различни аминокиселини, докато на земята са познати и се използват като основни градивни елементи на живота само 20 различни аминокиселини. Установено е, че в някои от тези извънземни аминокиселини да проявяват странни изотопни подписи, които могат да покажат, че техният произход не е от рамките на нашата Слънчева система. Тези аминокиселини се смята, че представляват действителната междузвездна материя от други системи и мъглявини, които са били хванати в капана на този метеорит преди повече от 4,5 милиарда години.
Поради този факт, някои изследователи са насърчавани от идеята, че Мърчисън и други CM хондрити, например пробите от метеорита Мъри, и Ногоя, могат да бъдат от кометен произход, но последните изследвания показват, че някои тъмни астероиди в рамките на главния астероиден пояс са истинският източник на метеоритите CM. Има например определени спектрални съвпадения между коефициента на отражение на спектрите на хондритите СМ и най-големият астероид от нашата слънчева система- 1 Церера. Въпреки това, в последните изследвания е установено, че е твърде вероятно, Астероида 19 Фортуна да е добър кандидат за изгубеният родител на този особен вид метеорити и може би на други хондрити от типа СМ.
CV Група
Хондритите от тази група са наречени за техния вид от пробата на метеорита Вигарно (Vigarano), който падна в Италия през 1910 г. В групата на CV хондритите има около 50 членове, но броят на действителните CV падния трябва да се очаква да бъде малко по-нисък, тъй като много от тях са сдвоени находки от горещите пустини на Африка и ледените полета на Антарктида.
Повечето CV хондрити принадлежат към петрографически тип 3, и само един е установено, че принадлежат към тип 2, както и един друг, който е класифициран като тип 4. Структурата и състава на тези въглеродни хондрити е по-близка до тази на обикновените хондрити. В тъмно-сива матрица от основно богати на желязо и оливин, метеоритите от групата на CV проявяват големи, добре дефинирани хондрули, които са съставени от богато количество магнезий и оливин, често заобиколен от железен сулфид. Метеоритите от тази група съдържат и бели, неправилни включвания с различен размер, които често са повече от 5% от метеорита. Тези включвания са високо температурни минерали, наречени КАВ – калций алуминиеви включвания (CAIs) и се състоят от силикати и оксиди на калций, алуминий и титан.
Тези големи КАВ, са основна характеристика на CV хондритите. Те са били интензивно изучени в известния метеорит Алиенде. Алиенде падна в Мексико през 1969 г., малко преди Нийл Армстронг да направи първата си крачка на Луната. КАВ на Алиенде съдържат фини, микроскопични диаманти – и тези диаманти проявяват странни изотопни подписи, които водят към едно – произход извън нашата Слънчева система. Те са междузвездни зърна, които са се доказали като по-възрастни от земята и слънцето, и най-вероятно те са продукт на близка свръхнова, на умираща звезда, която в последния си дъх е формирала собствена система. Следи от тази свръхнова са били хванати в капан в рамките на КАВ и консервирани в групата на CV и други въглеродни хондрити и до днес.
Подгрупи
Хондритите от групата на CV са допълнително разделени на три подгрупи. Образеца Вигарно (Vigarano) и някои други метеорити принадлежат към подгрупата определен като CV3R. Тези CV-та показват по-високо изобилие от хондрули, както и са с по-ограничено съдържание на метал, по-малко магнетит и окисления от другите две подгрупи. Един метеорит от тези окислени подгрупи е кръстен на падането на Алиенде и е бил определен като CV3OxA. Метеоритите на тази подгрупа съдържат минерали като andradite, гросулар, kirschsteinite, нефелин и други, които не се намират в някоя друга CV подгрупа. Другият тип окислени метеорити от подгрупата е кръстен на падането в Бали и е определен като CV3OxB. Членовете на тази подгрупа представляват най-окислени CV метеорити и показват следи от водна промяна, както и филосиликати които не се намират в другите две подгрупи.
CO Група
Метеоритите от тази група са наречени на техните образци, на типа Ornans, които са паднали във Франция през 1868 г. Има само около 25 членове на тази група, ако не броим всичките вероятни двойки – особено от района на Дар ал Гани, Либия, където са били открити много CO. Това е повече от вероятно, че всички Дар ал Гани CO метеорити са пристигнали в един или две различни падания.
Всички членове на тази група от въглеродни хондрити принадлежат към петрографически тип 3, и те показват известна връзка с групата на CV, когато става въпрос за химия и състав. Ето защо, много изследователи предполагат, че CV и СО групата представляват отделни кланове на въглеродните хондрити, които се образуват в същия регион от началото на Слънчевата система. Въпреки това, условията, при които са се формирали CO трябва да са били различни от условията, при които са се формирали CV, защото има очевидни различия.
Първо, хондритите от СО групата са най-вече по-черни на вид (макар че малцина от тях са тъмно-сиви, например от типа на образеца Ornans) и проявяват много по-малки хондрули. Тези малки хондрули са опаковани в гъста матрица, които представляват над 70% от целият състав на метеорита. В CV хондритите, това съотношение е обратно – само около 30% от метеорита се състои от големи хондрули. Както в група CV, членовете на групата CO съдържат КАВ (калций алуминиеви включвания), но тези включвания са обикновено много по-малки и по-слабо разпространени в матрицата. Характерно за CO, са ясно видими, малки включвания на свободен метал, най-вече никел-желязо, които се появяват като малки люспи на полираните повърхности на свеж, не изветрял CO3. От това можем да заключим, че хондритите на СО групата се формират при дори повече редуциращи условия от CV подгрупата, които не съдържат много метал в свободната си форма.
CK Група
Метеоритите от тази група са именувани на Karoonda, метеорит, който падна в Австралия през 1930 г. Има само около 20 известни различни членове на СК ако изключим всички двойки, които са били открити досега в горещите пустини на Африка и ледовете на Антарктида. Първоначално тези метеорити са били считани за членове на групата на CV и бяха определени като CV4-5. Въпреки това, по-скоро, те са били определени в собствена група, тъй като те се различават в някои отношения от всички други въглеродни хондрити.
Хондритите от групата на CK принадлежат към петрографически видовете 3 – 6, въпреки че повечето от тях са били класифицирани като CK4. Те са тъмно сиви или черни на вид поради съдържанието на висок процент на магнетит, който е диспергиран в матрица на тъмни силикати, състояща се от богато количество на желязо, оливин и пироксен. Всичко това означава, че те се образуват при окислителни условия, но те не показват водна промяна и филосиликати. Елементното изобилие, както и на кислородните изотопни подписи предполагат, че хондритите от СК са тясно свързани с хондритите на CO и CV групи и принадлежат към същият клан. СК хондритите се нареждат някъде между тези две групи, което може да се види и в размера на хондрулите, които са с междинен размер, между типичните размери на CV и CO хондрулите.
Повечето CK хондрити понякога съдържат големи КАВ. В допълнение, някои от членовете на СК проявяват шокови вени, които показват насилствена история за своето тяло-майка. Въпреки това, учените все още не са идентифицирали спектралният маркер за възможно тялото-майка за тези редки въглеродни хондрити.
CR Група
На хондритите от групата CR са именувани за типа им от образеца Renazzo, който падна в Италия през 1824. Има само около 15 CR познати хондрити. Renazzo първоначално е класифициран като „тип II“ CM2 хондрит. Въпреки това, хондритите CR са много различни от групата на CM, въпреки, че те също най-често принадлежат към петрографически тип 2. Подобно на хондритите СМ, те съдържат хидроксиликати, следи от вода, и магнетит. Основната разлика е, че те съдържат намалено метално съдържание под формата на никел-желязо и железен сулфид в размер до 10%. Този метал се намира в черна матрица, както и в най-големите и ясно видими хондрули, които съставляват около 50% от метеорита. Понякога оранжевите хондрули са „бронирани“; т.е. запечатан в малки окръжности от никел-желязо или железен сулфид. Всичко това е характерно за хондритите от групата CR, и това е доста лесно да ги разграничава от членове на други карбонатни хондритни групи.
Учените са търсили произхода на CR хондритите, сравнявайки различен коефициент на отражение на спектрите на астероидите със спектрите на известните членове на CR хондритите. Има доста добро съвпадение между спектрите на членовете на CR и един от най-известните астероиди в нашата слънчева система – 2 Палада, вторият по големина астероид. В допълнение, може би имаме други образци на това перспективно тялото родител, тъй като съвременните изследвания показват, че две други групи от въглеродни хондрити са тясно свързани с хондритите от CR – хондритите на СН и СВ групи или така наречените бенкубинити. Заедно те образуват т.нар. CR клан, и тяхното образуване се дължи на една и съща майка, или най-малко в една обща област от началото на слънчевата система, в която те се образуват при подобни, повече редуциращи условия.
СН Група
Тази група от въглеродни хондрити е малко по-скоро изключение, тъй като името му не е добито от образец, а на един от най-характерните свойства на тези метеорити. При хондритите „H“ означава „високо съдържание на метал“, тъй като хондритите CH съдържат до 15% никел-желязо. Има само около 10 познати метеорити, които принадлежат към групата на CH, ако бъдат извадени вероятните комбинации. Първият от тези метеорити е открит в Антарктика от Алън Хилс и е наречен ALH 85085, така че може да се счита за образец от типа на групата CH.
Всички хондрити на групата CH принадлежат към петрографически тип 2 или 3, и химически те са много близо до хондритите от CR и бенкубинитите (CB хондрити). Освен високото им изобилие от никел-желязо, те показват много фрагментирани хондрули, само няколко са останали непокътнати. Повечето типични СН хондрити се отличават с малки хондрули както и по-малкото изобилие на КАВ. Както и при хондритите CR, членовете на групата CH съдържат определени количества филосиликати и други следи от водна промяна, която се е случила по време на тяхната история на формиране.
Някои изследователи предполагат, че хондритите от групата на CH, са образувани в непосредствена близост до Слънцето. Това е отразено в изобилието на определени микроелементи, както и в минералогията. Смята се, че те кондензират в много ранен етап от гореща първична мъглявина във вътрешността на слънчевата система, там където днес е орбитата на Меркурий, и са били по-късно транспортирани до външните и хладни райони на мъглявината, където те са били повече или по-малко запазени и до днес. Интересно съвпадение е, че планетата Меркурий може да се е образувала от подобен, богат на метал материал. Това би могло да обясни своята висока плътност и извънредно голяма метална сърцевина, която прави Меркурий уникален сред всички други планети от земен тип в нашата слънчева система.
CB Група
Метеоритите на тази новоизбрана група са именувани за типа им от образеца Бенкубин, за който е установено в Австралия през 1930 г. Само пет метеорита представлява тази група.
Бенкубинитите са странни метеорити, които съдържат повече от 50% никел-желязо. Те могат да се разглежда като истински каменно-железни метеорити, но техните минералогични и химични свойства ясно ги отличават от тях и ги причисляват към клана на въглеродните хондрити, или по-точно казано в клана CR. Освен свободен метал, те съдържат силно намалени силикати, както и онези „бронирани“ хондрули, подобни на тези на членовете на групата от CR. Някои от членовете на групата на CB също съдържат КАВ, например метеорита HaH 237 от Либия, която по-рано е бил класифициран като богат на метал CH хондрит.
Това показва тясната връзка между хондритите CH и CB, които са и двата члена на клана CR. Вероятно е, че всички членове на този клан, са образувани при различни условия в същия регион и на Слънчевата мъглявина, но е възможно също така, те всичките да са част от една и съща майка-тяло. Това е така, астероидът 2 Палада, вторият по големина астероид на нашата слънчева система, ще бъде виден кандидат да бъде възможният, честият източник на метеоритите от този клан.
Най-малкото, отразената светлина на спектрите на хондритите CR изглежда да съответства доста тясно на спектрите на 2 Палада, сочещи, че тези метеорити може да са били извлечени от този голям астероид по различни начини на въздействие върху него. От друга страна метеорити на клана CR нямат прекалено много шок-вени и импактни признаци на въздействие и т.н., така че те може да са били извлечени от много по-малки астероиди, които са трудни за установяване.
С Разгрупирани
Някои въглеродни хондрити не се вписват в установените групи, въпреки че те могат лесно да бъдат класифицирани като членове на клана на въглеродните хондрити. Те обикновено са определени като C разгрупирани или „C UNGR“ и те вероятно представляват екземпляри от други органи майки на въглеродни хондрити или от изходните региони и на Слънчевата мъглявина. Някои от тях показват, определена връзка помежду си и към други групи от въглеродни хондрити, но Метеоритното общество е решило, че те се нуждаят от най-малко петима членове, за да се основе нова метеоритна група.
Въпреки това, някои нови групи и „груприровки“ са предложени в миналото: например, на групировката Кулидж е кръстен на метеорита от Кулидж, който е намерен в Канзас, САЩ, през 1937 г. Има два други въглеродни хондрити официално определени като C UNGR които показват подобна във всяко съотношение матрица т.е. хондрули като Кулидж, както и еднакво обогатяване на високотемпературни елементи. Може би тази grouplet и други ще получат статут на напълно приет група, веднага след като нови членове бъдат намерени и признати между изобилието на нови метеорити от горещите пустини на Африка и Азия, както и от областта на Антарктида.
