Su estudio aporta pistas importantes para comprender el origen y la edad del Sistema Solar, la síntesis de compuestos orgánicos , 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 gotitas fundidas o parcialmente fundidas de distintos minerales. Los cóndrulos constituyen típicamente entre el 20% y el 80% de una condrita en volumen. [4]
Las condritas 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 las acondritas , que se cree que se formaron más recientemente que las condritas. [5] Actualmente hay más de 27.000 condritas en las colecciones del mundo. La piedra individual más grande jamás recuperada, con un peso de 1770 kg, fue parte de la lluvia de meteoritos de Jilin de 1976. Las caídas de condritas 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 .
Origen e historia
Las condritas se formaron por la acumulación de partículas de polvo y arenilla presentes en el Sistema Solar primitivo, lo que dio origen a los asteroides hace más de 4.540 millones de años. Estos cuerpos progenitores de asteroides de las condritas son (o fueron) asteroides de tamaño pequeño a mediano que nunca fueron parte de ningún cuerpo lo suficientemente grande como para sufrir fusión y diferenciación planetaria . La datación utilizando 206 Pb/ 204 Pb da una edad estimada de 4.566,6 ± 1,0 Ma , [6] coincidiendo con las edades de otros cronómetros. Otra indicación de su edad es el hecho de 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 nuestra galaxia . [7]
Aunque los asteroides condríticos nunca se calentaron lo suficiente como para fundirse en función de las temperaturas internas, muchos de ellos alcanzaron temperaturas lo suficientemente altas como para experimentar un metamorfismo térmico significativo en sus interiores. La fuente del calor fue probablemente la energía procedente de la desintegración de radioisótopos de vida corta (vidas medias inferiores a unos pocos millones de años) que estaban presentes en el recién formado Sistema Solar, especialmente 26 Al y 60 Fe , aunque el calentamiento también puede 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, muchas condritas 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 una variedad de efectos, que van desde la compactación simple hasta la brechificación , la formación de vetas, la fusión localizada y la formación de minerales de alta presión. El resultado neto de estos procesos térmicos, acuosos y de choque secundarios es que solo unas pocas condritas conocidas conservan en forma prístina el polvo, los cóndrulos y las inclusiones originales a partir de los cuales se formaron.
Características
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 .
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 más pequeño), que puede estar presente como la matriz de la roca o puede formar bordes o mantos alrededor de cóndrulos individuales e inclusiones refractarias. Incrustados en este polvo hay granos presolares , que son anteriores a la formación de nuestro sistema solar y se originaron en otras partes de la galaxia. Los cóndrulos tienen una textura, composición y mineralogía distintas , y su origen continúa siendo objeto de cierto 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 acuerdo en cuanto a 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]
Clasificación de las condritas
Las condritas se dividen en unos 15 grupos distintos (véase la clasificación de meteoritos ) sobre la base de su mineralogía, [14] composición química en masa y composiciones de isótopos de oxígeno [15] (véase más abajo) . Los diversos grupos de condritas probablemente se originaron en asteroides separados o grupos de asteroides relacionados. Cada grupo de condritas tiene una mezcla distintiva de cóndrulos, inclusiones refractarias, matriz (polvo) y otros componentes y un tamaño de grano característico. Otras formas de clasificar las condritas incluyen la meteorización [16] y el choque. [17]
Las condritas también pueden clasificarse según su tipo petrológico, que es el grado en el que han sufrido metamorfosis térmica o alteración acuosa (se les asigna un número entre 1 y 7). Los cóndrulos de una condrita a la que se le asigna un "3" no han sufrido alteraciones. Los números mayores indican un aumento de la metamorfosis térmica hasta un máximo de 7, en el que los cóndrulos han sido destruidos. Los números inferiores a 3 se asignan a las condritas cuyos cóndrulos han sido modificados por la presencia de agua, hasta 1, en el que los cóndrulos han sido obliterados por esta alteración.
En la siguiente tabla se ofrece una síntesis de los distintos esquemas de clasificación. [18]
Las condritas de enstatita (también conocidas como condritas de tipo E) son una forma rara de meteorito que se cree que comprende solo alrededor del 2% de las condritas que caen a la Tierra. [19] Actualmente, solo se conocen alrededor de 200 condritas de tipo E. [19] La mayoría de las condritas de enstatita se han recuperado en la Antártida o han sido recolectadas por la Asociación Meteorológica Nacional de Estados Unidos . Suelen tener un alto contenido del mineral enstatita (MgSiO 3 ), del que deriva su nombre. [19]
Las condritas de tipo E se encuentran entre las rocas más reducidas químicamente que se conocen, y la mayor parte de su hierro adopta la forma de metal o sulfuro en lugar de óxido. Esto sugiere que se formaron en una zona en la que faltaba oxígeno , probablemente dentro de la órbita de Mercurio . [20]
Condritas ordinarias
Las condritas ordinarias son, con diferencia, el tipo de meteorito más común que cae a la Tierra: alrededor del 80% de todos los meteoritos y más del 90% de las condritas son condritas ordinarias. [11] Contienen cóndrulos abundantes, matriz escasa (10-15% de la roca), pocas inclusiones refractarias y cantidades variables de metal Fe-Ni y troilita (FeS). Sus cóndrulos tienen generalmente un diámetro de entre 0,5 y 1 mm. Las condritas ordinarias se distinguen químicamente por su empobrecimiento de elementos litófilos refractarios , como Ca, Al, Ti y tierras raras , en relación con el Si, e isotópicamente por sus relaciones 17 O/ 16 O inusualmente altas en relación con 18 O/ 16 O en comparación con las rocas de la Tierra.
La mayoría de las condritas ordinarias, aunque no todas, han experimentado un grado significativo de metamorfismo, habiendo alcanzado temperaturas muy superiores a los 500 °C en los asteroides originales. Se dividen en tres grupos, que tienen distintas cantidades de metal y distintas cantidades de hierro total:
Las condritas H tienen un alto contenido de hierro total y Fe metálico (15–20% de Fe–Ni metálico en masa [21] ), y cóndrulos más pequeños que las condritas L y LL. Están formadas por bronzita, olivino, piroxeno, plagioclasa, metales y sulfuros y aproximadamente el 42% de las condritas ordinarias caídas pertenecen a este grupo (ver Estadísticas de caída de meteoritos ) .
Las condritas L tienen un bajo contenido total de hierro (incluido un 7–11 % de metal Fe–Ni en masa). Aproximadamente el 46 % de las condritas ordinarias que caen pertenecen a este grupo, lo que las convierte en el tipo de meteorito más común que cae en la Tierra.
Las condritas LL tienen un bajo contenido de hierro total y de metales (3–5% de metal Fe–Ni en masa, del cual el 2% es Fe metálico, y también contienen bronzita, oligoclasa y olivino). [18] Solo 1 de cada 10 cascadas de condritas ordinarias pertenece a este grupo.
Un ejemplo de este grupo es el meteorito NWA 869.
Condritas carbonáceas
Las condritas carbonosas (también conocidas como condritas de tipo C) constituyen menos del 5% de las condritas que caen en la Tierra. [22] Se caracterizan por la presencia de compuestos de carbono , incluidos aminoácidos . [23] Se piensa que se formaron más lejos del sol de todas las condritas, ya que tienen la mayor proporción de compuestos volátiles. [2] Otra de sus principales características es la presencia de agua o de minerales que han sido alterados por la presencia de agua.
Existen muchos grupos de condritas carbonosas, pero la mayoría de ellas se distinguen químicamente por su enriquecimiento en elementos litófilos refractarios en relación con el Si y, desde el punto de vista isotópico, por sus proporciones inusualmente bajas de 17 O/ 16 O en relación con 18 O/ 16 O, en comparación con las rocas terrestres. Todos los grupos de condritas carbonosas, excepto el grupo CH, reciben su nombre de un espécimen tipo característico:
Las condritas CI (tipo Ivuna) carecen por completo de cóndrulos e inclusiones refractarias; están compuestas casi exclusivamente de material de grano fino que ha experimentado un alto grado de alteración acuosa en el asteroide original. Las condritas CI son rocas brechadas altamente oxidadas , que contienen abundantes minerales de magnetita y sulfato , y carecen de Fe metálico. Es un tema de cierta controversia si alguna vez tuvieron cóndrulos e inclusiones refractarias que luego se destruyeron durante la formación de minerales hidratados, o si nunca tuvieron cóndrulos en primer lugar [ cita requerida ] . Las condritas CI son notables porque sus composiciones químicas se parecen mucho a las de la fotosfera solar, descuidando el hidrógeno y el helio. Por lo tanto, tienen las composiciones más "primitivas" de todos los meteoritos y a menudo se usan como un estándar para evaluar el grado de fraccionamiento químico experimentado por los materiales formados en todo el Sistema Solar.
Las condritas 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 cóndrulos.
Las condritas CM están compuestas por aproximadamente un 70% de material de grano fino (matriz) y la mayoría han experimentado una alteración acuosa extensa. El meteorito Murchison , muy estudiado y que cayó en Australia en 1969, es el miembro más conocido de este grupo.
Las condritas de CO tienen solo un 30 % de matriz y han experimentado muy poca alteración acuosa. La mayoría ha experimentado pequeños grados de metamorfismo térmico.
Las condritas carbonosas CR ( tipo Renazzo ), CB (tipo Bencubbin) y CH (alto contenido de metales) son tres grupos que parecen estar relacionados por sus composiciones químicas e isotópicas de oxígeno. Todas son ricas en Fe-Ni metálico, y las condritas CH y, especialmente, CB tienen una mayor proporción de metal que todos los demás grupos de condritas. Aunque las condritas CR son claramente similares en la mayoría de los aspectos a otros grupos de condritas, los orígenes de las condritas CH y CB son algo controvertidos. Algunos investigadores concluyen que muchos de los cóndrulos y granos metálicos de estas condritas pueden haberse formado por procesos de impacto después de que ya se hubieran formado los cóndrulos "normales" y, por lo tanto, pueden no ser condritas "verdaderas".
Las condritas CR tienen cóndrulos de tamaño similar a los de las condritas comunes (cerca de 1 mm), pocas inclusiones refractarias y la matriz comprende casi la mitad de la roca. Muchas condritas CR han experimentado una alteración acuosa extensa, pero algunas han escapado en su mayoría a este proceso.
Las condritas CH se distinguen por sus diminutos cóndrulos, que suelen tener un diámetro de tan solo 0,02 mm (20 micrómetros). Tienen una pequeña proporción de inclusiones refractarias igualmente diminutas. El material polvoriento se presenta como clastos discretos, en lugar de como una verdadera matriz. Las condritas CH también se distinguen por una reducción extrema de elementos volátiles .
Las condritas CB se presentan en dos tipos, ambos similares a las condritas CH en que están muy empobrecidas en elementos volátiles y ricas en metal. Las condritas CB a (subgrupo a) son de grano grueso, con cóndrulos grandes, a menudo de tamaño de cm, y granos de metal y casi sin inclusiones refractarias. Los cóndrulos tienen texturas inusuales en comparación con la mayoría de las otras condritas. Al igual que en las condritas CH, el material polvoriento solo se presenta en clastos discretos y no hay una matriz de grano fino. Las condritas CB b (subgrupo b) contienen cóndrulos mucho más pequeños (de tamaño mm) y contienen inclusiones refractarias.
Las condritas CV ( tipo Vigarano ) se caracterizan por tener cóndrulos de tamaño milimétrico y abundantes inclusiones refractarias en una matriz oscura que comprende aproximadamente la mitad de la roca. Las condritas CV se destacan por sus espectaculares inclusiones refractarias, algunas de las cuales alcanzan tamaños de centímetros, y son el único grupo que contiene un tipo distintivo de inclusiones grandes que alguna vez estuvieron fundidas. Químicamente, las condritas CV tienen la mayor abundancia de elementos litófilos refractarios de cualquier grupo de condritas. El grupo CV incluye la notable caída de Allende en México en 1969, que se convirtió en uno de los meteoritos más ampliamente distribuidos y, sin duda, el mejor estudiado de la historia.
Las condritas CK ( tipo Karoonda ) son química y textualmente 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 cantidades considerables de metamorfismo térmico (en comparación con las CV y todos los demás grupos de condritas carbonáceas).
Las condritas CL (tipo Loongana) son en su mayoría cóndrulos y CAI, correspondientemente bajos en matriz y volátiles, con oligoelementos que se asemejan a CR. Posición de triple oxígeno cerca del área CV-CK.
Condritas carbonosas no agrupadas: varias condritas son claramente miembros de la clase de las condritas carbonosas, pero no encajan en ninguno de los grupos. Entre ellas se incluyen: el meteorito del lago Tagish , que cayó en Canadá en 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.
Condritas de Kakangari
Tres condritas forman lo que se conoce como el grupo K (tipo Kakangari): Kakangari, LEW 87232 y Lea Co. 002. [24] Se caracterizan por grandes cantidades de matriz polvorienta y composiciones de isótopos de oxígeno similares a las condritas carbonáceas, composiciones minerales altamente reducidas y altas abundancias de metales (6% a 10% en volumen) que son más parecidas a las condritas de enstatita, y concentraciones de elementos litófilos refractarios que son más parecidas a las condritas ordinarias.
Muchas de sus otras características son similares a las de las condritas O, E y C. [25]
Condritas de Rumuruti
Las condritas de tipo Rumuruti (R) son un grupo muy raro, con solo una caída documentada de casi 900 caídas de condritas documentadas. Tienen una serie de propiedades en común con las condritas ordinarias, incluyendo tipos similares de cóndrulos, pocas inclusiones refractarias, composición química similar para la mayoría de los elementos y el hecho de que las proporciones 17O / 16O son anómalamente altas en comparación con las rocas de la Tierra. Sin embargo, existen diferencias significativas entre las condritas R y las condritas ordinarias: las condritas R tienen material de matriz mucho más polvoriento (alrededor del 50% de la roca); están mucho más oxidadas, conteniendo poco Fe-Ni metálico; y sus enriquecimientos en 17O son más altos que los de las condritas ordinarias. Casi todo el metal que contienen está oxidado o en forma de sulfuros. Contienen menos cóndrulos que las condritas E y parecen provenir del regolito de un asteroide . [26]
Composición
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. Por lo tanto, la proporción atómica de Mg/Si medida en el sol (1,07) es idéntica a la medida en las condritas de CI [27] ).
Aunque todas las composiciones de condritas pueden considerarse primitivas, hay variación entre los diferentes grupos, como se ha comentado anteriormente. Las condritas CI parecen tener una composición casi idéntica a la del sol en todos los elementos, salvo en los que forman 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 fraccionadas ) de formas 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 dotación completa de metal (por ejemplo, las condritas L, LL y EL) se encuentran empobrecidas en todos los elementos siderófilos , mientras que aquellas que acumularon demasiado metal (por ejemplo, las condritas CH, CB y EH) se encuentran enriquecidas en estos elementos en comparación con el sol.
De manera similar, aunque el proceso exacto no se comprende muy bien, 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 de manera uniforme 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 eran deficientes en ellos.
No se han formado condritas, excepto el grupo CI, con un complemento solar completo de elementos volátiles . En general, el nivel de agotamiento corresponde al grado de volatilidad, donde los elementos más volátiles son los más agotados.
Tipos petrológicos
El grupo de una condrita está determinado por sus características químicas, mineralógicas e isotópicas primarias (arriba). El grado en que se ha visto afectada por los procesos secundarios de metamorfismo térmico y alteración acuosa en el asteroide original 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 de tipo petrológico originado por Van Schmus y Wood es en realidad dos esquemas separados, uno que describe la alteración acuosa (tipos 1-2) y otro que describe el metamorfismo térmico (tipos 3-6). La parte de alteración acuosa del sistema funciona de la siguiente manera:
El tipo 1 se utilizó originalmente para designar a las condritas que carecían de cóndrulos y contenían grandes cantidades de agua y carbono. El uso actual del tipo 1 es simplemente para indicar meteoritos que han experimentado una alteración acuosa extensa, hasta el punto de que la mayor parte de su olivino y piroxeno se han alterado a fases hidratadas. Esta alteración tuvo lugar a temperaturas de 50 a 150 °C, por lo que las condritas de tipo 1 estaban cálidas, pero no lo suficientemente calientes como para experimentar metamorfismo térmico. Los miembros del grupo CI, más unas pocas condritas carbonáceas altamente alteradas de otros grupos, son los únicos ejemplos de condritas de tipo 1.
Las condritas de tipo 2 son aquellas que han experimentado una alteración acuosa extensa, pero que aún contienen cóndrulos reconocibles, así como olivino y/o piroxeno primarios inalterados. La matriz de grano fino generalmente está completamente hidratada y los minerales dentro de los cóndrulos pueden mostrar grados variables de hidratación. Esta alteración probablemente ocurrió a temperaturas inferiores a 20 °C y, nuevamente, estos meteoritos no sufren metamorfosis térmica. Casi todas las condritas CM y CR son de tipo petrológico 2; con la excepción de algunas condritas carbonáceas no agrupadas, ninguna otra condrita es de tipo 2.
La parte del esquema dedicada 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:
Las condritas de tipo 3 muestran bajos grados de metamorfismo. A menudo se las denomina condritas no equilibradas porque los minerales como el olivino y el piroxeno muestran una amplia gama de composiciones, lo que refleja la formación en una amplia variedad de condiciones en la nebulosa solar . (Las condritas de tipo 1 y 2 también están desequilibradas). Las condritas que permanecen en condiciones casi prístinas, con todos los componentes (cóndrulos, matriz, etc.) que tienen casi la misma composición y mineralogía que cuando se acretaron al asteroide original, se designan como tipo 3.0. A medida que el tipo petrológico aumenta del tipo 3.1 al 3.9, ocurren cambios mineralógicos profundos, que comienzan en la matriz polvorienta y luego afectan cada vez más a los componentes de grano más grueso como los cóndrulos. Las condritas de tipo 3.9 aún parecen superficialmente inalteradas porque los cóndrulos conservan su apariencia original, pero todos los minerales se han visto afectados, principalmente debido a la difusión de elementos entre granos de diferente composición.
Las condritas de los tipos 4, 5 y 6 se han visto cada vez más alteradas por el metamorfismo térmico . Se trata de condritas equilibradas , en las que las composiciones de la mayoría de los minerales se han vuelto bastante homogéneas debido a las altas temperaturas. En el tipo 4, la matriz se ha recristalizado por completo y se ha vuelto más gruesa en tamaño de grano. En el tipo 5, los cóndrulos comienzan a volverse indistintos y no se puede discernir la matriz. En las condritas de tipo 6, los cóndrulos comienzan a integrarse con lo que alguna vez fue la matriz, y los cóndrulos pequeños pueden ya no ser reconocibles. A medida que avanza el metamorfismo, muchos minerales se vuelven más gruesos 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 hay consenso sobre si esto es necesario. Las condritas de tipo 7 han experimentado las temperaturas más altas posibles, por debajo de las necesarias para producir la fusión. Si se produjera el inicio de la fusión, el meteorito probablemente se clasificaría como una acondrita primitiva en lugar de una condrita.
Todos los grupos de condritas ordinarias y enstatitas, así como las condritas R y CK, muestran el rango metamórfico completo del tipo 3 al 6. Las condritas CO comprenden solo miembros del tipo 3, aunque estos abarcan un rango de tipos petrológicos del 3.0 al 3.8.
Presencia de agua
Estos meteoritos contienen una proporción de agua o minerales que han sido alterados por el agua. Esto sugiere que el asteroide del que se originaron estos meteoritos debe haber contenido agua. Al comienzo del Sistema Solar, esta habría estado presente en forma de hielo y unos pocos millones de años después de que se formara el asteroide, el hielo se habría derretido permitiendo que el agua líquida reaccionara con los olivinos y piroxenos y los alterara. Se cree que la formación de ríos y lagos en el asteroide fue poco probable si era lo suficientemente poroso como para permitir que el agua se filtrara hacia su interior, como ocurre en los acuíferos terrestres . [28]
Se cree que es posible que una parte del agua presente en la Tierra provenga del impacto de cometas y condritas carbonáceas con la superficie terrestre. [29] [30]
La primera fracción parece tener su origen en el espacio interestelar y los compuestos pertenecientes a las otras fracciones derivan de un planetoide . Se ha propuesto que los aminoácidos se sintetizaron cerca de la superficie de un planetoide 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 proceso de Fischer-Tropsch . Estas condiciones podrían ser análogas a los eventos que provocaron el origen de la vida en la Tierra. [32]
El meteorito Murchison ha sido ampliamente estudiado; 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 la glicina , la alanina y el ácido glutámico , además de otros menos comunes como la isovalina y la pseudoleucina. [33]
En dos meteoritos recogidos en la Antártida en 1992 y 1995 se encontró que contenían abundantes aminoácidos, presentes en concentraciones de 180 y 249 ppm (las condritas carbonosas normalmente contienen concentraciones de 15 ppm o menos). Esto podría indicar que el material orgánico 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 haber tenido un origen extraterrestre. [34]
^ El uso del término no metálico no implica la ausencia total de metales.
^ La E representa Enstatita, la H indica un alto contenido de hierro metálico de aproximadamente 30% y la L, bajo. El número se refiere a alteración.
^ A excepción del Alto Hierro, todas las demás condritas carbonáceas reciben su nombre de un meteorito característico.
^ Se trata de un meteorito único que se ha sugerido que es la única muestra conocida de la familia de asteroides D.
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Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Meteoritos de condrita .
Museo de Historia Natural, catálogo de meteoritos Archivado el 12 de marzo de 2008 en Wayback Machine.
Artículos sobre meteoritos, incluidas discusiones sobre condritas en Planetary Science Research Discoveries
