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Condrita CM

Las condritas CM son un grupo de meteoritos condríticos que se parecen a su espécimen tipo, el meteorito Mighei. Las CM son el grupo de meteoritos de la clase de " condritas car...

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Las condritas CM son un grupo de meteoritos condríticos que se parecen a su espécimen tipo, el meteorito Mighei. Las CM son el grupo de meteoritos de la clase de " condritas carbonáceas " que se recupera con más frecuencia , aunque todas son más raras en las colecciones que las condritas comunes .

Descripción general y taxonomía

Los meteoritos se dividen principalmente en clases de condritas ordinarias y "carbonosas" ; muchos menos pertenecen a clases menores como las enstatitas y las ureilitas. El término "condrita" indica que contienen (o pueden haber contenido) cóndrulos en una matriz. Los cóndrulos son gotitas enfriadas de minerales, anteriores a los propios meteoritos. El término "carbonoso" se asignó en relación con las condritas ordinarias; algunos meteoritos de enstatita y ureilita pueden tener más carbono que las condritas C. [1] Aún así, todas las condritas C se distinguen de las condritas ordinarias por un contenido de carbono no traza (lo que resulta en un color oscuro), además de otros volátiles , lo que da una densidad menor. [2] [3] Después de que se idearon las clases, se encontró una definición más rigurosa: las condritas C contienen magnesio proporcionalmente más alto que las condritas ordinarias. [4] [5] [6]

Las condritas C se subdividen en CI , CM, CO, CV, CK, CR y grupos menores (CH, CB y meteoritos C no agrupados). Los especímenes se forman en grupos por sus cualidades petrológicas y químicas, y el grupo que recibe su nombre es un ejemplo destacado. Estos incluyen CI (similar a Ivuna), CM (similar a Mighei), CO ( similar a Ornans ), etc. El grupo CM se parece más a las condritas CI y CO; a veces se describe un CM-CO. [7] [8] [9] Los tres grupos contienen isótopos 50 Ti y 54 Cr claramente anómalos . [10] [11]

Aunque las condritas C son mucho más raras que las condritas ordinarias, el grupo CM es "el tipo más abundante" de ellas. [12] [13] El último Catálogo de Meteoritos (quinta edición, 2000) da 15 caídas CM ( entradas observadas , luego recuperaciones) y 146 hallazgos (meteoritos con entradas no observadas, posiblemente antiguas). Por el contrario, los siguientes en mayor cantidad son los CO: 5 caídas, 80 hallazgos enumerados. Estos pertenecen a una clase de 36 caídas de condritas C, 435 hallazgos. Si se toma a los CM y los CO como un clan, su predominio es aún mayor. [14]

Tipos petrológicos

Las condritas C en general, y las condritas CM entre ellas, tienen densidades bajas para ser meteoritos. Las CM son ligeramente más densas (~2,1 gramos/cc) que las CI, pero menos densas que las CO y otras condritas C. [15] [16] Esto se debe a una combinación de brechación (roca litificada a partir de fragmentos de rocas anteriores) [17] que incluye porosidades [2] y materiales constituyentes inherentemente ligeros (ver la química, a continuación). (Las CM no brechadas raras incluyen Y-791198 y ALH81002. [18] )

Basándose principalmente en la petrología, los primeros científicos intentaron cuantificar diferentes meteoritos. Rose (" meteorito kohlige "), [19] luego Tschermak ideó las primeras taxonomías. [20] En el esquema de 1904 de Brezina , las condritas CM actuales serían "K" ("condritas carbonosas"). [21] Wiik publicó el primer sistema reconociblemente moderno en 1956, dividiendo los meteoritos en Tipo I, II y III. Los CM caían dentro del Tipo II de Wiik. [22]

Las condritas CM son esencialmente todas del Tipo 2 en la escala petrográfica de Van Schmus y Wood 1967; en ese momento, las recuperaciones de CI y CM fueron suficientes para definir el extremo "izquierdo" (alteración acuosa) de la escala. (Las condritas CI, el Tipo 1 de Van Schmus Wood, son equivalentes al Tipo I de Wiik, etc.) Los tipos 4 a 6 indican una alteración térmica creciente; se supone que el Tipo 3 no está alterado. [23]

Van Schmus, Wood 1967; Sears, Dodd 1988; Brearley, Jones 1998; Weisberg 2006 [8]

Los grupos modernos 'V' y 'O' fueron nombrados por Van Schmus en 1969 como divisiones del Tipo 3, como 'subclase C3V' y 'C3O'. [24] Wasson luego agregó C2M en 1974; desde entonces, los C2M generalmente se han abreviado simplemente como 'CM', al igual que los otros grupos. [25]

Después de Weisberg et al. 2006, [8] Giese et al. 2019 [26] Nota: espécimen CV2 solitario, Mundrabilla 012 [27] [28]

Cóndrulos y similares

Como meteoritos de tipo 2, las condritas CM tienen algunos cóndrulos restantes; otros han sido modificados o disueltos por el agua. Los CO tienen más cóndrulos; los CI tienen o bien contornos traza de cóndrulos anteriores ("pseudomorfos") o, según algunos han argumentado, nunca contuvieron ningún cóndrulo. Muchos cóndrulos CM están rodeados por bordes de minerales accesorios o halos de material de cóndrulos alterados por el agua. [29] [30]

Los cóndrulos de las condritas CM, aunque menos numerosos, son más grandes que los de las CO. Mientras que los cóndrulos CM tienen un diámetro menor que el promedio (~300 micrómetros), los cóndrulos CO son excepcionalmente pequeños (~170 um). [31] [32] Esto puede ser un sesgo de supervivencia : considere que el agua que disuelve los cóndrulos CM elimina con éxito aquellos que ya son pequeños, mientras que los que eran grandes pueden permanecer para ser observados, aunque con menos del material original. [33] De manera similar, las CM contienen CAI menores (inclusiones ricas en calcio y aluminio). [34] [35]

Matriz

La matriz de CM (material de base, entre los cóndrulos) se ha descrito como "esponja" [36] o "esponjosa". [24]

Los granos de silicatos de olivino y piroxeno también son menos numerosos en los meteoritos CM que en los CO, pero más numerosos que en los CI. Al igual que en los cóndrulos, estos son sensibles al agua y siguen la progresión del agua en la escala petrográfica. Lo mismo ocurre con los granos de metal libre. Los meteoritos CO contienen niveles más altos de dominios de metal libre, donde los CI han oxidado principalmente los suyos; los CM están en un punto intermedio. [36] [37]

Tanto el metal libre como los granos de olivino/piroxeno han sido alterados en gran parte o predominantemente a materiales de matriz. [38] Un meteorito CM constará de más matriz que un CO, pero menos que un CI (que son esencialmente todos matriz, según Van Schmus y Wood 1967). [39]

En 1860, Wohler identificó proféticamente o por coincidencia la matriz como serpentinita . [40] Fuchs et al. 1973, incapaces de identificar los filosilicatos constituyentes, dieron a la matriz como "fase pobremente caracterizada" (PCP). [41] La cronstedtita fue publicada por Kurat y Kracher en 1975. [42]

Tomeoka y Buseck, al identificar la cronstedtita y la tochilinita en 1985, dieron como material de matriz “FESON” (capas de Fe-Ni-SO), así como el acrónimo “fase parcialmente caracterizada” para “PCP”. [43] Autores posteriores utilizarían el término TCI, intercrecimientos de tochilinita-cronstedtita. Los filosilicatos menos comunes incluyen clorita , vermiculita y saponita . [44] [45]

Subclasificación

El grupo CM es numeroso y diverso. Se han hecho múltiples intentos de subdividir el grupo más allá de la tipificación Van Schmus-Wood. McSween 1979 fue una de las primeras propuestas. [46] Después de él, estos autores añaden un sufijo después del tipo petrológico, donde "CM2.9" hace referencia a especímenes menos alterados, similares al CO, y "CM2.0" a meteoritos más alterados, similares al CI. (Hasta hace poco, no se ha catalogado ningún espécimen 2.9 verdadero).

McSween 1979 clasificó la cantidad de matriz versus la cantidad total y el agotamiento de hierro en la matriz, para cuantificar grados más altos de alteración. [46]

Browning et al. 1996 idearon una fórmula ("MAI", Índice de alteración mineralógica), cuantificaron la cantidad de granos de silicato inalterados y calificaron el nivel de alteración de los cóndrulos para cuantificar la alteración. [47]

Rubin et al. 2007 añadieron la medición de carbonatos, y más dolomita y menos calcita indican una mayor alteración. [48]

Howard et al. 2009, 2011 midieron la abundancia total de filosilicatos para cuantificar la alteración. [49] [13]

Alexander et al. 2012, 2013 midieron el nivel de deuterio, C/H e isótopos de nitrógeno para cuantificar la alteración. [50] [51]

Esta línea de investigación continúa, ya que los sistemas tienen algunas discrepancias en cuanto a los especímenes. Murchison se clasifica sistemáticamente como meteorito de baja alteración, pero los autores difieren en cuanto a algunos meteoritos más alterados.

Ejemplos de transición

CM-CO

  • París: descrita como "la condrita CM menos alterada hasta el momento" [52] "que une la brecha entre las CM y los CO" [53]
  • ALHA77307
  • Adelaida
  • Acer 094
  • MAC87300, MAC88107

CM-CI

Agua

Las condritas CI y CM son meteoritos "ricos en agua", [54] [55] [56] Los CM tienen entre un 3 y un 14 % en peso de agua. [57] El agua está contenida en tochilinita, [58] [59] cronstedtita, [60] y otros. [61] [62] [59]

Esta agua, no los cometas, [63] [64] fue el origen probable de los océanos de la Tierra a través del rastreo de isótopos (principalmente deuterio, pero también otros). [65] [56]

Inclusiones fluidas

Desde hace mucho tiempo se ha informado sobre inclusiones fluidas que contienen agua de meteorito; [66] [67] [68] sin embargo, estas afirmaciones fueron puestas en duda debido, por ejemplo, a la contaminación por fluidos de corte durante el seccionamiento . [69] [70] Las afirmaciones más modernas han tomado medidas como la preparación sin agua. [71] [72] [73]

Química

Las condritas carbonosas, como sugiere su nombre, contienen compuestos de carbono apreciables. [74] Estos incluyen carbono nativo, compuestos simples como carburos y carbonatos metálicos, cadenas orgánicas e hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP). [75] [76]

Desde hace tiempo se sabe que las abundancias elementales de algunos grupos de C-condritas (con la obvia excepción del hidrógeno , helio y algunos otros elementos, ver más abajo) [77] [78] se asemejan a los valores de abundancia solar. [79] [80] [81] Las condritas CI, en particular, corresponden "bastante de cerca, más que cualquier otro tipo de materia meteórica o terrestre"; [82] llamado "algo milagroso". [8] Por supuesto, solo los planetas gigantes gaseosos tienen la masa para retener, explícitamente, hidrógeno y helio. Esto se extiende a la mayoría de los gases nobles , y en cantidades menores a los elementos N, O y C, los atmófilos . Otros elementos -volátiles y refractarios- tienen correspondencias entre las condritas CI y la fotosfera solar y el viento solar, de modo que el grupo CI se utiliza como un estándar cosmoquímico . [83] [84] Como el Sol representa el 99% de la masa del Sistema Solar, conocer la abundancia solar es el punto de partida para cualquier otra parte o proceso de este Sistema. [85]

La correspondencia solar es similar, pero más débil en las condritas CM. Los elementos más volátiles se han reducido un poco en relación con los CI, y los elementos más refractarios se han enriquecido un poco. [7] [83] [84]

Una pequeña cantidad [86] de materiales de meteoritos son pequeños granos presolares (PSGs). [87] [88] Estos son cristales de material que sobreviven del espacio interestelar, desde antes de la formación del Sistema Solar. Los PSG incluyen carburo de silicio (" Moissanite ") [89] y microdiamantes, [90] así como otros minerales refractarios como el corindón y el circón. [91] Los niveles isotópicos de sus elementos no coinciden con los niveles del sistema solar, sino que están más cerca de, por ejemplo, el medio interestelar. Los PSG en sí mismos pueden contener PSG más pequeños. [92]

Al igual que con otras clases de meteoritos, parte del contenido de carbono se presenta en forma de carburos (a menudo cohenita , Fe3C con , por ejemplo, sustituciones de níquel ) [93] y carbonatos como calcita y dolomita . [94] [95] [96] Aparece aragonita , donde los CI contienen poco o nada. [97]

Los compuestos de carbono totales en las condritas CM son menores que en las condritas CI; sin embargo, la mayoría son aromáticos. [98] El perfil isotópico indica que son meteoríticos, no terrestres. [99]

Los compuestos orgánicos de las C-condritas se dividen en solubles y materia orgánica insoluble (IOM). La fracción soluble daría lugar a las técnicas químicas de mediados del siglo XX, [100] [101] dando lugar a parafina, nafteno y compuestos aromáticos, entre otros aportes. [102]

Sin embargo, el IOM es la clara mayoría del componente orgánico; en 1963, Briggs y Mamikunian sólo pudieron decir que tiene un "peso molecular muy alto". El IOM se divide en dos componentes: térmicamente lábil y refractario. [103]

Aminoácidos

Los primeros en informar sobre la presencia de aminoácidos y otros compuestos orgánicos fueron varios grupos [104] [105] ; sin embargo, las concentraciones eran bajas o indetectables [106] [107] y se afirmó que se trataba de contaminación terrestre [108] [109] La caída del meteorito Murchison en 1969 proporcionó más de 100 kg de muestra, la CM más grande jamás vista. Los especímenes se recuperaron rápidamente, de un área seca. Combinado con el progreso en, por ejemplo, técnicas de bioquímica y petroquímica, la cuestión se pudo abordar de manera más definitiva: los azúcares [110] y los aminoácidos [111] [112] existían en el espacio, a través de meteoritos. Esto incluye aminoácidos no terrestres [113] [114] Múltiples isótopos no coinciden con los niveles de la Tierra, evidencia sólida de no contaminación [115] [116] [117]

Los niveles de aminoácidos son más altos en los CM que en los CI. [118]

También se encuentran nitrilos / cianuros de tipo amino [119] y heterociclos [120] . Estos compuestos orgánicos relacionados pueden ser productos de descomposición o precursores. [121] [122] [123]

Quiralidad

Los primeros análisis no registraron la rotación óptica y dieron como resultado compuestos orgánicos meteoríticos racémicos . [124] [102] Como los aminoácidos son diversos pero bajos, el descubrimiento de la quiralidad meteorítica tuvo que esperar a la separación de la IOM. [125] Ahora se acepta la lateralidad de algunos compuestos orgánicos meteoríticos (ver más abajo), [116] incluso en la fracción orgánica soluble. [126] [127]

1. Kvenvolden et al. 1970; [113] 2. Meierheinrich [128] et al. 2004 3. Martins et al. 2015 [129] 4. Koga et al. 2017; [114] 5. Rudraswami y otros. 2018; [130] 6. Pizzarello, Yarnes 2018 [127]

Gas

La primera publicación de gas anómalo en una condrita carbonácea (Murray) fue en 1960. [131] Los " meteoritos ricos en gas " de otras clases albergan su gas en litos oscuros, [132] en la mayoría de los casos estrechamente relacionados con CM. [133]

Los gases en los meteoritos incluyen gases primordiales, solares (tanto el viento solar como un componente distintivo de llamaradas solares ), radiogénicos (debido a la exposición a rayos cósmicos ) y fisionables (productos de desintegración). [134] Los materiales anfitriones son generalmente carbonosos, [135] incluidos los granos presolares: diamante, [136] carburo de silicio, [137] [138] grafito, [139] y orgánicos.

Nogoya es una condrita CM particularmente rica en gas. [132] [140]

Los micrometeoritos pierden cantidades significativas de su gas debido al calentamiento al entrar en contacto con él , [141] pero aún así liberan cantidades cuantificables. [142]

Análisis isotópicos

Los estudios de isótopos se han vuelto vitales para examinar las historias naturales. [143] El oxígeno, en particular, forma óxidos bastante estables; se requieren eventos, procesos o energías importantes para segregar los isótopos por sus ligeras diferencias de masa.

Las condritas CM y CI tienen una diferencia medible en los niveles de isótopos de oxígeno. Esto sugiere una temperatura de formación diferente y, por lo tanto, una zona diferente del joven Sistema Solar. Sin embargo, se encontró que los meteoritos CM y CO tienen isótopos de oxígeno similares, lo que indica una relación. [7] [144] [145]

Hidrógeno

Carbón

Nitrógeno

Procedencia

Los CM, al igual que otras C-condritas, están sujetos a un grave sesgo de observación . Las C-condritas son friables, debido tanto a la porosidad a escala macro como a las matrices a escala micro de filosilicatos, y muchos cóndrulos también tienen capas como filosilicatos. [146] Los meteoritos han sido descritos como " toba " (ceniza volcánica compactada). [147] [29]

Como ejemplo, el meteorito del lago Tagish proporcionó unos 10 kg de muestras, de un meteorito que se estima que pesaba entre 60 y 90 toneladas antes de su entrada . [148]

Por el contrario, muchos meteoritos de condrita ordinarios son más resistentes [149] y están sobrerrepresentados. [150] Los meteoritos de hierro lo son aún más. [151]

Las condritas CI y CM, en particular, están sujetas a la erosión en el suelo. Como una gran parte del material de condrita C es soluble en agua, es más probable que se reconozcan y recuperen condritas y hierros comunes. Una mayor cobertura de desiertos cálidos y de la Antártida ha dado como resultado muchos especímenes de condrita C. [152] [153] [154]

Organismo(s) padre(s)

Como especímenes carbonosos, se asume ampliamente que CM y otros grupos provienen de asteroides carbonosos. Esto incluye los asteroides explícitos de tipo C y, en diversos grados, los tipos relacionados G , B ( incluido el obsoleto F ), D y P. [155] [ 156] [157] Como los tipos carbonosos son la mayoría de los asteroides, [158] [159] [160] pero solo un pequeño porcentaje de los meteoritos recuperados, [14] los efectos de selección/filtrado deben ser severos.

Aparte de la diversidad de los CM y de la diversidad de tipos y subtipos de asteroides C (además de los asteroides mismos ), la cuestión de su filiación está muy abierta en el momento de escribir este artículo. El meteorito Almahata Sitta fue catalogado como una ureilita, una clase de meteorito completamente diferente. Sin embargo, entró como asteroide 2008 TC 3. Se tomó un espectro rudimentario antes de la entrada, que habría ubicado a 2008 TC 3 como un tipo F o B. [161]

Se observa que se produce cierta erosión espacial en los asteroides carbonosos, lo que complica los intentos de vincular a los progenitores mediante espectroscopia. [162] [163] [164]

Persiste la hipótesis de que todos los CM provienen de un solo progenitor. [7] [165] [166]

Una hipótesis alternativa [167] [168]

Meteoritos polimictos

Los meteoritos brechados incluyen brechas monomícticas (reformadas a partir de fragmentos de roca de un solo tipo) y brechas polimícticas (que incorporan rocas madre diferentes). Los meteoritos polimícticos registran intercambios entre sitios. En estos meteoritos se encuentran a menudo materiales de condrita C. [169] [170]

  • PRA 04401: nominalmente un HED , contiene tanto material CM o similar a CM en clastos como material HED [171]
  • Kaidun - una brecha de "fregadero de cocina" [172]
  • Supuhee
  • Vista plana
  • Jodzie

Micrometeoritos/Partículas de polvo interplanetarias (IDP)

Cuestiones abiertas

Lista de condritas CM

Ejemplares notables

  • Mighei- 1889; de donde deriva el nombre del grupo
  • Cold Bokkevelt-1838; un hallazgo, pero de una región árida y considerado razonablemente inalterado
  • Nogoyá - 1879;
  • Borískino - 1930;
  • Murray-1950;
  • Murchison - 1969; se recuperó un gran peso total conocido de 100 kg, lo que dio lugar a un estudio exhaustivo
  • Yamato 74662- 1974; primer CM antártico

Condritas CM recuperadas recientemente

  • Aguas Zarcas - Otoño Abr 2019, ejemplares recuperados rápidamente; >20 kg
  • Meteorito Winchcombe
  • Meteorito Mukundpura: cayó el 6 de junio de 2017 y se rompió durante el impacto; se recuperaron 2,2 kg de fragmentos en cuestión de horas

Véase también

Referencias generales

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