Condrita

Un condrito ( / ˈ k ɒ n . d r aɪ t / , CON -drite ) es un meteorito rocoso (no metálico ) que no ha sido modificado por la fusión o diferenciación del cuerpo progenitor . ^{[ a ] ​​[ 1 ]} Se forman cuando varios tipos de polvo y pequeños granos en el Sistema Solar primitivo se acumularon para formar asteroides primitivos . Algunos de estos cuerpos que son capturados en el pozo gravitatorio del planeta se convierten en el tipo de meteorito más común al llegar en una trayectoria hacia la superficie del planeta. Las estimaciones de su contribución a la población total de meteoritos varían entre el 85,7 % ^{[ 2 ]} y el 86,2 %. ^{[ 3 ]}

Su estudio proporciona pistas importantes para comprender el origen y la edad del Sistema Solar, la síntesis de compuestos orgánicos y el origen de la vida y la presencia de agua en la Tierra . Una de sus características es la presencia de cóndrulos (del griego antiguo χόνδρος , chondros , grano), que son granos redondos formados en el espacio como gotas fundidas o parcialmente fundidas de distintos minerales. Los cóndrulos suelen constituir entre el 20 % y el 80 % del volumen de una condrita. ^{[ 4 ]}

Los condritos se pueden distinguir de los meteoritos de hierro por su bajo contenido de hierro y níquel. Los meteoritos no metálicos que carecen de cóndrulos son acondritos , que se cree que se formaron más recientemente que los condritos. ^{[ 5 ]} Actualmente hay más de 27 000 condritos en las colecciones del mundo. La piedra individual más grande jamás recuperada, que pesaba 1770  kg, fue parte de la lluvia de meteoritos de Jilin de 1976. Las caídas de condritos varían desde piedras individuales hasta lluvias extraordinarias que consisten en miles de piedras individuales. Un ejemplo de esto último ocurrió en la caída de Holbrook de 1912, en la que se estima que 14 000 piedras cayeron en el norte de Arizona .

Las condritas se formaron por la acumulación de partículas de polvo y arena presentes en el Sistema Solar primitivo, lo que dio origen a los asteroides hace más de 4540 millones de años. Estos cuerpos progenitores de las condritas son (o fueron) asteroides de tamaño pequeño a mediano que nunca formaron parte de ningún cuerpo lo suficientemente grande como para sufrir fusión y diferenciación planetaria . La datación mediante ^206Pb / ^204Pb proporciona una edad estimada de 4566,6 ± 1,0 Ma , ^{[ 6 ]} que coincide con las edades obtenidas con otros cronómetros. Otro indicio de su edad es que la abundancia de elementos no volátiles en las condritas es similar a la que se encuentra en la atmósfera del Sol y otras estrellas de la Vía Láctea . ^{[ 7 ]}

Aunque los asteroides condríticos nunca alcanzaron temperaturas internas suficientes como para fundirse, muchos de ellos sí experimentaron un metamorfismo térmico significativo en su interior. La fuente del calor probablemente provino de la desintegración de radioisótopos de corta vida (con vidas medias inferiores a unos pocos millones de años) presentes en el recién formado Sistema Solar, especialmente el 26Al ^y el 60Fe ^, si bien el calentamiento también pudo haber sido causado por impactos sobre los asteroides. Muchos asteroides condríticos también contenían cantidades significativas de agua, posiblemente debido a la acumulación de hielo junto con material rocoso.

Como resultado, muchos condritos contienen minerales hidratados, como arcillas, que se formaron cuando el agua interactuó con la roca del asteroide en un proceso conocido como alteración acuosa . Además, todos los asteroides condríticos se vieron afectados por procesos de impacto y choque debido a colisiones con otros asteroides. Estos eventos causaron diversos efectos, desde la simple compactación hasta la brechificación , la formación de vetas, la fusión localizada y la formación de minerales de alta presión. El resultado neto de estos procesos secundarios térmicos, acuosos y de choque es que solo unos pocos condritos conocidos conservan en estado prístino el polvo, los cóndrulos y las inclusiones originales a partir de los cuales se formaron.

Disco protoplanetario : partículas de polvo y arena chocan y se acumulan formando planetas o asteroides.

Cóndrulos en condrita del meteorito Bjurböle ^{[ 8 ]}

Cóndrulos en condrita del meteorito Grassland ^{[ 9 ]}

Entre los componentes presentes en las condritas, destacan los enigmáticos cóndrulos , objetos esféricos de tamaño milimétrico que se originaron como gotas fundidas o parcialmente fundidas que flotaban libremente en el espacio; la mayoría de los cóndrulos son ricos en los minerales de silicato olivino y piroxeno .

En este condrito ordinario hallado en el noroeste de África, se observa prominentemente un metal Ni/Fe brillante.

Cóndrulo en condrita de NWA 10499 LL3 Condrita primitiva ^{[ 10 ]}

Las condritas también contienen inclusiones refractarias (incluidas inclusiones de Ca-Al ), que se encuentran entre los objetos más antiguos que se formaron en el Sistema Solar, partículas ricas en Fe-Ni metálico y sulfuros , y granos aislados de minerales de silicato . El resto de las condritas consiste en polvo de grano fino (de tamaño micrométrico o menor), que puede estar presente como matriz de la roca o formar bordes o mantos alrededor de cóndrulos individuales e inclusiones refractarias. Incrustados en este polvo se encuentran granos presolares , que son anteriores a la formación del Sistema Solar y se originaron en otra parte de la galaxia. Los cóndrulos tienen una textura, composición y mineralogía distintivas , y su origen sigue siendo objeto de debate. ^{[ 11 ]} La comunidad científica generalmente acepta que estas esferas se formaron por la acción de una onda de choque que pasó a través del Sistema Solar, aunque hay poco consenso sobre la causa de esta onda de choque. ^{[ 12 ]}

Un artículo publicado en 2005 propuso que la inestabilidad gravitacional del disco gaseoso que formó Júpiter generó una onda de choque con una velocidad de más de 10  km/s, lo que resultó en la formación de los cóndrulos. ^{[ 13 ]}

Los condritos se dividen en aproximadamente 15 grupos distintos (véase Clasificación de meteoritos ) según su mineralogía, ^{[ 14 ]} composición química global y composiciones isotópicas de oxígeno ^{[ 15 ]} (véase más adelante) . Es probable que los distintos grupos de condritos se originaran en asteroides separados o en grupos de asteroides relacionados. Cada grupo de condritos tiene una mezcla distintiva de cóndrulos, inclusiones refractarias, matriz (polvo) y otros componentes, así como un tamaño de grano característico. Otras formas de clasificar los condritos incluyen la meteorización ^{[ 16 ]} y el impacto. ^{[ 17 ]}

Los condritos también se pueden clasificar según su tipo petrológico, que es el grado de metamorfismo térmico o alteración acuosa que hayan sufrido (se les asigna un número entre 1 y 7). Los cóndrulos de un condrito con un valor de "3" no han sufrido alteración. Los números mayores indican un aumento del metamorfismo térmico hasta un máximo de 7, donde los cóndrulos se han destruido. Los números inferiores a 3 corresponden a condritos cuyos cóndrulos han sido alterados por la presencia de agua, hasta llegar a 1, donde los cóndrulos se han obliterado por esta alteración.

A continuación se presenta una síntesis de los diversos esquemas de clasificación. ^{[ 18 ]}

Condritas de enstatita

Los condritos de enstatita (también conocidos como condritos de tipo E) son una forma rara de meteorito que se cree que comprende solo alrededor del 2 % de los condritos que caen a la Tierra. ^{[ 19 ]} Actualmente se conocen solo unos 200 condritos de tipo E. ^{[ 19 ]} La mayoría de los condritos de enstatita se han recuperado en la Antártida o han sido recolectados por la Asociación Meteorológica Nacional Estadounidense . Suelen tener un alto contenido del mineral enstatita (MgSiO ₃ ), del cual derivan su nombre. ^{[ 19 ]}

Las condritas de tipo E se encuentran entre las rocas químicamente más reducidas conocidas, con la mayor parte de su hierro en forma de metal o sulfuro en lugar de óxido. Esto sugiere que se formaron en un área que carecía de oxígeno , probablemente dentro de la órbita de Mercurio . ^{[ 20 ]}

Condritas ordinarias

Condrita ordinaria LL6

Condrita de Phnom Penh L6 - 1868

El Menia Condrita ordinaria L5 - 2023

Los condritos ordinarios son, con mucho, el tipo de meteorito más común que cae a la Tierra: alrededor del 80 % de todos los meteoritos y más del 90 % de los condritos son condritos ordinarios. ^{[ 11 ]} Contienen abundantes cóndrulos, una matriz escasa (10-15 % de la roca), pocas inclusiones refractarias y cantidades variables de metal Fe-Ni y troilita (FeS). Sus cóndrulos generalmente tienen un  diámetro de entre 0,5 y 1 mm. Los condritos ordinarios se distinguen químicamente por su empobrecimiento en elementos litófilos refractarios , como Ca, Al, Ti y tierras raras , en relación con Si, e isotópicamente por sus relaciones ¹⁷ O/ ¹⁶ O inusualmente altas en relación con ¹⁸ O/ ¹⁶ O en comparación con las rocas terrestres.

La mayoría, aunque no todas, las condritas ordinarias han experimentado grados significativos de metamorfismo, alcanzando temperaturas muy superiores a los 500  °C en los asteroides de origen. Se dividen en tres grupos, que presentan diferentes cantidades de metal y diferentes cantidades de hierro total:

• Los condritos H tienen un alto contenido total de hierro y un alto contenido de Fe metálico (15–20% de metal Fe–Ni en masa ^{[ 21 ]} ), y cóndrulos más pequeños que los condritos L y LL. Están formados por broncita, olivino, piroxeno, plagioclasa, metales y sulfuros, y aproximadamente el 42% de las caídas de condritos ordinarios pertenecen a este grupo (véase Estadísticas de caída de meteoritos ) .
• Los condritos L tienen un bajo contenido total de hierro (incluyendo entre un 7 y un 11 % de metal Fe-Ni en masa). Aproximadamente el 46 % de las caídas de condritos ordinarios pertenecen a este grupo, lo que los convierte en el tipo de meteorito más común que cae sobre la Tierra.
• Los condritos LL tienen bajo contenido total de hierro y bajo contenido de metales (3–5% de metal Fe–Ni en masa, de los cuales 2% es Fe metálico y también contienen broncita, oligoclasa y olivino). ^{[ 18 ]} Solo 1 de cada 10 caídas de condritos ordinarios pertenece a este grupo.

Un ejemplo de este grupo es el meteorito NWA 869 .

condritas carbonáceas

Condrita carbonácea CV3 que cayó en México en 1969.

NWA 13887 Condrita carbonácea CO3

Los condritos carbonáceos (también conocidos como condritos de tipo C) constituyen menos del 5 % de los condritos que caen a la Tierra. ^{[ 22 ]} Se caracterizan por la presencia de compuestos de carbono , incluidos aminoácidos . ^{[ 23 ]} Se cree que se formaron más lejos del sol que cualquier otro condrito, ya que tienen la mayor proporción de compuestos volátiles. ^{[ 2 ]} Otra de sus características principales es la presencia de agua o de minerales que han sido alterados por la presencia de agua.

Existen muchos grupos de condritas carbonáceas, pero la mayoría se distinguen químicamente por su enriquecimiento en elementos litófilos refractarios en relación con el Si, e isotópicamente por proporciones inusualmente bajas de ^17O / ^16O en relación con ^18O / ^16O , en comparación con las rocas terrestres. Todos los grupos de condritas carbonáceas, excepto el grupo CH, reciben su nombre de un espécimen tipo característico:

• Los condritos CI (tipo Ivuna) carecen por completo de cóndrulos e inclusiones refractarias; están compuestos casi exclusivamente de material de grano fino que ha experimentado un alto grado de alteración acuosa en el asteroide progenitor. Los condritos CI son rocas brechadas altamente oxidadas , que contienen abundante magnetita y minerales de sulfato , y carecen de hierro metálico. Existe cierta controversia sobre si alguna vez tuvieron cóndrulos e inclusiones refractarias que posteriormente fueron destruidas durante la formación de minerales hidratados, o si nunca los tuvieron . Los condritos CI son notables porque su composición química se asemeja mucho a la de la fotosfera solar, sin contar el hidrógeno y el helio. Por lo tanto, tienen las composiciones más "primitivas" de todos los meteoritos y a menudo se utilizan como estándar para evaluar el grado de fraccionamiento químico experimentado por los materiales formados en todo el Sistema Solar.
• Los condritos CO ( tipo Ornans ) y CM (tipo Mighei) son dos grupos relacionados que contienen cóndrulos muy pequeños, en su mayoría de 0,1 a 0,3  mm de diámetro; las inclusiones refractarias son bastante abundantes y tienen tamaños similares a los de los cóndrulos.

• • Las condritas CM están compuestas por aproximadamente un 70 % de material de grano fino (matriz), y la mayoría ha sufrido una extensa alteración acuosa. El meteorito Murchison , muy estudiado y que cayó en Australia en 1969, es el miembro más conocido de este grupo.
  • Los condritos CO tienen solo alrededor del 30% de matriz y han experimentado muy poca alteración acuosa. La mayoría ha experimentado pequeños grados de metamorfismo térmico.
• Los condritos carbonáceos CR ( tipo Renazzo ), CB (tipo Bencubbin) y CH (de alto contenido metálico) son tres grupos que parecen estar relacionados por su composición química e isotópica de oxígeno. Todos son ricos en Fe-Ni metálico, y los condritos CH y, especialmente, los CB, presentan una mayor proporción de metal que los demás grupos de condritos. Si bien los condritos CR son claramente similares en la mayoría de los aspectos a otros grupos de condritos, el origen de los condritos CH y CB es algo controvertido. Algunos investigadores concluyen que muchos de los cóndrulos y granos metálicos en estos condritos podrían haberse formado mediante procesos de impacto después de que ya se hubieran formado los cóndrulos "normales", y por lo tanto, podrían no ser condritos "verdaderos".

• • Las condritas CR tienen cóndrulos de tamaño similar a los de las condritas ordinarias (cerca de 1  mm), pocas inclusiones refractarias y la matriz constituye casi la mitad de la roca. Muchas condritas CR han sufrido una extensa alteración acuosa, pero algunas se han mantenido prácticamente al margen de este proceso.
  • Los condritos CH se caracterizan por sus diminutos cóndrulos, que suelen tener  un diámetro de tan solo 0,02 mm (20 micrómetros). Presentan una pequeña proporción de inclusiones refractarias igualmente diminutas. El material pulverulento se presenta como clastos aislados, en lugar de formar una matriz propiamente dicha. Los condritos CH también se distinguen por su extrema deficiencia en elementos volátiles .
  • Los condritos CB se presentan en dos tipos, ambos similares a los condritos CH en el sentido de que están muy empobrecidos en elementos volátiles y son ricos en metales. Los condritos CB _a (subgrupo a) son de grano grueso, con cóndrulos y granos metálicos grandes, a menudo de tamaño centimétrico, y casi sin inclusiones refractarias. Los cóndrulos tienen texturas inusuales en comparación con la mayoría de los demás condritos. Al igual que en los condritos CH, el material polvoriento solo aparece en clastos discretos y no hay matriz de grano fino. Los condritos CB _b (subgrupo b) contienen cóndrulos mucho más pequeños (de tamaño milimétrico) y sí contienen inclusiones refractarias.
• Las condritas CV ( tipo Vigarano ) se caracterizan por cóndrulos de tamaño milimétrico y abundantes inclusiones refractarias incrustadas en una matriz oscura que constituye aproximadamente la mitad de la roca. Las condritas CV son conocidas por sus espectaculares inclusiones refractarias, algunas de las cuales alcanzan tamaños centimétricos, y son el único grupo que contiene un tipo distintivo de grandes inclusiones que alguna vez estuvieron fundidas. Químicamente, las condritas CV presentan las mayores abundancias de elementos litófilos refractarios de cualquier grupo de condritas. El grupo CV incluye la notable caída del meteorito Allende en México en 1969, que se convirtió en uno de los meteoritos más distribuidos y, sin duda, el mejor estudiado de la historia.
• Las condritas CK ( tipo Karoonda ) son química y texturalmente similares a las condritas CV. Sin embargo, contienen muchas menos inclusiones refractarias que las CV, son rocas mucho más oxidadas y la mayoría de ellas han experimentado una considerable cantidad de metamorfismo térmico (en comparación con las CV y ​​todos los demás grupos de condritas carbonáceas).
• Los condritos CL (tipo Loongana) son en su mayoría cóndrulos e inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAI), con un contenido bajo de matriz y volátiles, y con elementos traza similares a los de CR. El oxígeno triple se encuentra cerca del área CV-CK.
• Condritas carbonáceas no agrupadas: Varias condritas pertenecen claramente a la clase de condritas carbonáceas, pero no encajan en ninguno de los grupos. Entre ellas se incluyen: el meteorito Tagish Lake , que cayó en Canadá en el año 2000 y es intermedio entre las condritas CI y CM; y Acfer 094, una condrita extremadamente primitiva que comparte propiedades con los grupos CM y CO.

Debido a que las condritas se acumularon a partir de material que se formó muy temprano en la historia del Sistema Solar, y debido a que los asteroides condríticos no se fundieron, tienen composiciones muy primitivas. "Primitivo", en este sentido, significa que las abundancias de la mayoría de los elementos químicos no difieren mucho de las que se miden mediante métodos espectroscópicos en la fotosfera del sol, que a su vez debería ser bien representativa de todo el Sistema Solar (nota: para hacer tal comparación entre un objeto gaseoso como el sol y una roca como una condrita, los científicos eligen un elemento formador de rocas, como el silicio (Si), para usarlo como punto de referencia, y luego comparan las proporciones. Así, la proporción atómica de Mg/Si medida en el sol (1,07) es idéntica a la medida en las condritas CI ^{[ 27 ]} ).

Aunque todas las composiciones de condritas pueden considerarse primitivas, existe variación entre los diferentes grupos, como se mencionó anteriormente. Las condritas CI parecen tener una composición casi idéntica a la del Sol, excepto en lo que respecta a los elementos formadores de gases (por ejemplo, hidrógeno (H), carbono (C), nitrógeno (N) y gases nobles : helio (He), neón (Ne), argón (Ar), etc.). Otros grupos de condritas se desvían de la composición solar (es decir, están fraccionados ) de maneras muy sistemáticas:

• En algún momento durante la formación de muchas condritas, las partículas de metal se separaron parcialmente de las partículas de minerales de silicato. Como resultado, las condritas provenientes de asteroides que no acumularon su dote completa de metal (por ejemplo, las condritas L, LL y EL) presentan una menor concentración de elementos siderófilos , mientras que aquellas que acumularon demasiado metal (por ejemplo, las condritas CH, CB y EH) están enriquecidas en estos elementos en comparación con el Sol.
• De manera similar, aunque el proceso exacto no se comprende del todo, los elementos altamente refractarios como el Ca y el Al se separaron de los menos refractarios como el Mg y el Si, y no fueron muestreados uniformemente por cada asteroide. Los cuerpos progenitores de muchos grupos de condritas carbonáceas contienen granos sobremuestreados ricos en elementos refractarios, mientras que los de las condritas ordinarias y de enstatita presentaban deficiencias en ellos.
• No existen condritas, excepto las del grupo CI, formadas con una dotación solar completa de elementos volátiles . En general, el nivel de agotamiento se corresponde con el grado de volatilidad, donde los elementos más volátiles se encuentran en mayor cantidad.

El grupo de una condrita se determina por sus características químicas, mineralógicas e isotópicas primarias (ver arriba). El grado de afectación por los procesos secundarios de metamorfismo térmico y alteración acuosa en el asteroide progenitor se indica mediante su tipo petrológico , que aparece como un número después del nombre del grupo (por ejemplo, una condrita LL5 pertenece al grupo LL y tiene un tipo petrológico de 5). El esquema actual para describir los tipos petrológicos fue ideado por Van Schmus y Wood en 1967. ^{[ 14 ]}

El esquema petrológico ideado por Van Schmus y Wood consta en realidad de dos esquemas distintos: uno que describe la alteración acuosa (tipos 1-2) y otro que describe el metamorfismo térmico (tipos 3-6). La parte del sistema correspondiente a la alteración acuosa funciona de la siguiente manera:

• El tipo 1 se utilizaba originalmente para designar condritas que carecían de cóndrulos y contenían grandes cantidades de agua y carbono. Actualmente, el uso del tipo 1 simplemente indica meteoritos que han sufrido una extensa alteración acuosa, hasta el punto de que la mayor parte de su olivino y piroxeno se han transformado en fases hidratadas. Esta alteración tuvo lugar a temperaturas de entre 50 y 150  °C, por lo que las condritas de tipo 1 eran cálidas, pero no lo suficientemente calientes como para experimentar metamorfismo térmico. Los miembros del grupo CI, además de algunas condritas carbonáceas altamente alteradas de otros grupos, son los únicos ejemplos de condritas de tipo 1.
• Los condritos de tipo 2 son aquellos que han sufrido una extensa alteración acuosa, pero que aún contienen cóndrulos reconocibles, así como olivino y/o piroxeno primarios e inalterados. La matriz de grano fino generalmente está completamente hidratada y los minerales dentro de los cóndrulos pueden presentar diferentes grados de hidratación. Esta alteración probablemente ocurrió a temperaturas inferiores a 20  °C, y cabe destacar que estos meteoritos no han sufrido metamorfismo térmico. Casi todos los condritos CM y CR son de tipo petrológico 2; con la excepción de algunos condritos carbonáceos no clasificados, ningún otro condrito es de tipo 2.

La parte del esquema correspondiente al metamorfismo térmico describe una secuencia continua de cambios en la mineralogía y la textura que acompañan al aumento de las temperaturas metamórficas. Estas condritas muestran poca evidencia de los efectos de la alteración acuosa:

• Los condritos de tipo 3 muestran bajos grados de metamorfismo. A menudo se les denomina condritos no equilibrados porque minerales como el olivino y el piroxeno presentan una amplia gama de composiciones, lo que refleja su formación bajo diversas condiciones en la nebulosa solar . (Los condritos de tipo 1 y 2 también son no equilibrados). Los condritos que permanecen en condiciones casi prístinas, con todos sus componentes (cóndrulos, matriz, etc.) con prácticamente la misma composición y mineralogía que cuando se acrecionaron al asteroide progenitor, se designan como tipo 3.0. A medida que el tipo petrológico aumenta del tipo 3.1 al 3.9, se producen profundos cambios mineralógicos, comenzando en la matriz polvorienta y afectando progresivamente a los componentes de grano más grueso, como los cóndrulos. Los condritos de tipo 3.9 aún parecen superficialmente inalterados porque los cóndrulos conservan su aspecto original, pero todos los minerales se han visto afectados, principalmente debido a la difusión de elementos entre granos de diferente composición.
• Los condritos de tipo 4, 5 y 6 han sufrido una alteración progresiva por metamorfismo térmico . Se trata de condritos equilibrados , en los que la composición de la mayoría de los minerales se ha vuelto bastante homogénea debido a las altas temperaturas. En el tipo 4, la matriz se ha recristalizado completamente y ha aumentado su tamaño de grano. En el tipo 5, los cóndrulos comienzan a difuminarse y la matriz ya no se distingue. En los condritos de tipo 6, los cóndrulos comienzan a integrarse con lo que antes era la matriz, y los cóndrulos pequeños pueden llegar a ser irreconocibles. A medida que avanza el metamorfismo, muchos minerales aumentan de tamaño y se forman nuevos minerales metamórficos, como el feldespato .

Algunos investigadores han ampliado el esquema metamórfico de Van Schmus y Wood para incluir un tipo 7 , aunque no existe consenso sobre su necesidad. Los condritos de tipo 7 han experimentado las temperaturas más altas posibles, sin llegar a la necesaria para producir la fusión. Si se produjera la fusión, el meteorito probablemente se clasificaría como un acondrito primitivo en lugar de un condrito.

Todos los grupos de condritas ordinarias y de enstatita, así como las condritas R y CK, muestran la gama metamórfica completa desde el tipo 3 hasta el 6. Las condritas CO comprenden solo miembros de tipo 3, aunque estos abarcan una gama de tipos petrológicos desde 3.0 hasta 3.8.

Estos meteoritos contienen una proporción de agua o minerales que han sido alterados por el agua. Esto sugiere que el asteroide del que proceden estos meteoritos debió contener agua. Al principio del Sistema Solar, esta habría estado presente en forma de hielo , y unos pocos millones de años después de la formación del asteroide, el hielo se habría derretido, permitiendo que el agua líquida reaccionara con los olivinos y piroxenos, alterándolos. Se cree que la formación de ríos y lagos en el asteroide habría sido improbable si este era lo suficientemente poroso como para permitir que el agua se filtrara hacia su interior, como ocurre en los acuíferos terrestres . ^{[ 28 ]}

Se cree posible que una proporción del agua presente en la Tierra provenga del impacto de cometas y condritas carbonáceas con la superficie terrestre. ^{[ 29 ] [ 30 ]}

Los condritos carbonáceos contienen más de 600 compuestos orgánicos que se sintetizaron en distintos lugares y en distintos momentos. Estos compuestos orgánicos incluyen: hidrocarburos , ácidos carboxílicos , alcoholes , cetonas , aldehídos , aminas , amidas , ácidos sulfónicos , ácidos fosfónicos , aminoácidos , bases nitrogenadas , etc. ^{[ 31 ]} Estos compuestos se pueden dividir en tres grupos principales: una fracción que no es soluble en cloroformo o metanol , hidrocarburos solubles en cloroformo y una fracción que es soluble en metanol (que incluye los aminoácidos).

La primera fracción parece tener su origen en el espacio interestelar, mientras que los compuestos pertenecientes a las demás fracciones provienen de un planeta menor . Se ha propuesto que los aminoácidos se sintetizaron cerca de la superficie de un planeta menor mediante la radiólisis (disociación de moléculas causada por la radiación ) de hidrocarburos y carbonato de amonio en presencia de agua líquida. Además, los hidrocarburos podrían haberse formado en las profundidades de un planetoide mediante un proceso similar al de Fischer-Tropsch . Estas condiciones podrían ser análogas a los eventos que dieron origen a la vida en la Tierra. ^{[ 32 ]}

El meteorito Murchison ha sido estudiado exhaustivamente; cayó en Australia, cerca de la ciudad que lleva su nombre, el 28 de septiembre de 1969. Es un CM2 y contiene aminoácidos comunes como glicina , alanina y ácido glutámico , así como otros menos comunes como isovalina y pseudoleucina. ^{[ 33 ]}

Se descubrió que dos meteoritos recolectados en la Antártida en 1992 y 1995 eran ricos en aminoácidos, presentes en concentraciones de 180 y 249 ppm (los condritos carbonáceos normalmente contienen concentraciones de 15 ppm o menos). Esto podría indicar que la materia orgánica es más abundante en el Sistema Solar de lo que se creía anteriormente, y refuerza la idea de que los compuestos orgánicos presentes en la sopa primordial podrían tener un origen extraterrestre. ^{[ 34 ]}

• Museo de Historia Natural, catálogo de meteoritos. Archivado el 12 de marzo de 2008 en Wayback Machine.
• Artículos sobre meteoritos, incluyendo análisis de condritas en Planetary Science Research Discoveries.
• La Sociedad Británica e Irlandesa de Meteoritos
• Imágenes de condritas de Meteorites Australia