الفلك

الكويكبات من النوع C والنيازك الكربونية الكوندريتية

الكويكبات من النوع C والنيازك الكربونية الكوندريتية

كنت أتساءل فقط ، ما هي العلاقة بين الكويكبات من النوع C والنيازك الكربونية (CC)؟ هل النيازك CC تأتي من الكويكبات من النوع C؟


تمت مناقشة الفرق بين الكويكبات والمذنبات والنيازك في ما هو الفرق بين الكويكبات والمذنبات والنيازك؟

ارتبطت بعض مجموعات الكويكبات بأنواع النيازك:

نوع C - نيازك كوندريت كربونية
نوع S - النيازك الحجرية
نوع M - نيازك حديدية
نوع V - نيازك HED

تنشأ تصنيفات الكويكبات من النوع S و C من التصنيف الذي اقترحه David Tholen.

تعتبر الشهب عمومًا كويكبات تدخل الغلاف الجوي للأرض. النيازك هي بقايا النيازك التي تصل إلى الأرض. لذلك بشكل أساسي ، يبدأ نيزك الكوندريت الكربوني ككويكبات من النوع C ؛ إنهم مصنوعون من نفس الأشياء.


كويكب من النوع C

نوع C (كربوني) الكويكبات هي أكثر أنواع الكويكبات شيوعًا ، وتشكل حوالي 75٪ من الكويكبات المعروفة. [1] تتميز ببياض منخفض جدًا لأن تركيبتها تحتوي على كمية كبيرة من الكربون ، بالإضافة إلى الصخور والمعادن. تحدث بشكل متكرر عند الحافة الخارجية لحزام الكويكبات ، 3.5 وحدة فلكية (AU) من الشمس ، حيث 80 ٪ من الكويكبات من هذا النوع ، في حين أن 40 ٪ فقط من الكويكبات عند 2 AU من الشمس هي من النوع C . [2] قد تكون نسبة الأنواع C في الواقع أكبر من هذا ، لأن الأنواع C أكثر قتامة (وبالتالي أقل قابلية للاكتشاف) من معظم أنواع الكويكبات الأخرى باستثناء الأنواع D وغيرها التي تكون في الغالب على الحافة الخارجية القصوى من حزام الكويكبات.


تطور الأرض

9.10.4.2 السجلات الجيولوجية

تعتبر الكوندريتات الكربونية ، بمزيجها من طين السميكتايت وتنوع المركبات العضوية المختزلة (Pizzarello et al. ، 2001) دليلاً على التوليف اللاأحيائي للمركبات العضوية في وجود الطين ومعادن الحديد المختزلة مثل السيديريت في وقت مبكر خلال منشأ ال النظام الشمسي. يرجع تاريخ مصفوفة الطين الكربوني إلى تاريخ لاحق لكروندات الزبرجد الزيتوني التي يبلغ عمرها 4.56 Ga (Amelin et al. ، 2002) وتسبق الأوردة المتقاطعة من الكالسيت (Endress et al. ، 1996) والهاليت (Whitby et al. ، 2000) بما لا يقل عن 4.51 Ga. . تتم الإشارة إلى الجزء النظيري للكربون المميز للروبيسكو ، وهو إنزيم مهم في عملية التمثيل الضوئي ، من خلال نسب نظائر الكربون الخفيفة للمواد العضوية غير المتبلورة في حزام الحجر الأخضر 3.8 Ga Isua في غرب جرينلاند (Rosing and Frei ، 2004) ، والأحافير الدقيقة التي يمكن مقارنتها بالبكتيريا الزرقاء هي وجدت في شرت من 3.5 Ga Apex Chert من مجموعة Warrawoona بالقرب من ماربل بار ، أستراليا الغربية (Schopf ، 1983). وهكذا ، حدث أصل الحياة خلال فترة 700 مليون سنة بين 4.5 و 3.8 مليون سنة أو ما يقرب من 15 ٪ الأولى من تاريخ كوكبنا. هذه الفترة هي عصر مظلم في تاريخ الأرض ، تم طمس سجلاتها الرسوبية من خلال التحول والاندساس. تكشف أسطح القمر والمريخ التي يرجع تاريخها إلى هذا الوقت المبكر من تاريخ النظام الشمسي أيضًا عن سبب آخر لندرة السجلات الجيولوجية وهو القصف الشديد للكواكب الأكبر حجمًا بواسطة الكواكب الصغيرة وغيرها من حطام النظام الشمسي المتطور. يُعتقد أن إحدى هذه التأثيرات الكبيرة جدًا عند حوالي 4.4 Ga قد خلقت قمرنا من مصادم بحجم المريخ ("Theia") يذوب نفسه وجزءًا كبيرًا من الأرض (Halliday ، 2004). كان من شأن ذوبان الصخور أن يدمر الحياة وأي طين أو مادة عضوية (Maher and Stevenson ، 1988). قد تكون الأشعة فوق البنفسجية وأشكال أخرى من الإشعاع الذي يحول طبيعة البروتين من أشعة الشمس الفتية غير المفلترة بفعل الغلاف الجوي وطبقة الأوزون (Sagan and Pollack ، 1974) من العوائق الأخرى للحياة وسلائفها في البيئات السطحية.


نيزك Flensburg الكربوني كوندريت الفريد

نيزك فلنسبورغ بقشرة انصهار سوداء. الائتمان: A. Bischoff و M. Patzek ، جامعة مونستر.

سقط نيزك فلنسبورغ على الأرض في 12 سبتمبر 2019 ، في حدث شاهده مئات من شهود العيان من هولندا وبلجيكا وألمانيا والدنمارك والمملكة المتحدة. بعد يوم واحد من رؤية كرة النار في سماء النهار ، تم العثور على نيزك صغير 24.5 جرام (0.86 أونصة) في حديقة منزل في فلنسبورغ ، ألمانيا ، بالقرب من حدود الدنمارك. أبلغ صاحب المنزل عن اكتشاف النيزك لمنظمة النيزك الدولية.

تم فحص نيزك فلنسبورغ من قبل مجموعة أبحاث كونية كونية بتنسيق من أدي بيشوف من جامعة مونستر (ألمانيا) مع علماء مشاركين من أوروبا وأستراليا والولايات المتحدة. أجرى الفريق تحليلات معملية مكثفة لوصف التركيب المعدني والكيميائي والنظيري للحجر النيزكي. يُصنف هذا النيزك على أنه نوع فريد من الكوندريت الكربوني ، وهي فئة من النيازك يعتقد أنها تمثل المواد الأكثر بدائية والغنية بالتطاير من النظام الشمسي المبكر. تعد العينات المحفوظة جيدًا من الكوندريت الكربوني (CC) نادرة نسبيًا في مجموعات النيزك جزئيًا لأنها صخور هشة (ضعيفة) قد لا تنجو من المرور عبر الغلاف الجوي للأرض. يتكون الهيكل الداخلي لنيزك فلنسبورغ من شندرات مجردة ، ومجموعات من حبيبات الكبريتيد والمغنتيت ، وكربونات المعادن في مصفوفة دقيقة الحبيبات تهيمن عليها معادن سيليكات الفلوسيليكات المميهة والمركبات العضوية. يُظهر تأريخ عمر المنغنيز والكروم (53 Mn- 53 Cr) للكربونات في فلنسبورغ أن التغيير المائي على جسمه الأم حدث بعد أقل من ثلاثة ملايين سنة من تكوين الأجسام الصلبة الأولى في النظام الشمسي. تمثل هذه العينات أقدم كربونات تم تحليلها في أي نيزك تم فيه الحفاظ على نشاط مائي مبكر جدًا. تشير التركيبات الكيميائية والنظيرية الأخرى في فلنسبورغ أيضًا إلى أنها فريدة من نوعها مقارنة بمجموعات نيزك CC المعروفة.

قد يختبر نيزك فلنسبورغ واحدة من العديد من الأجسام الصغيرة والغنية بالمياه التي أوصلت المياه إلى الأرض في التاريخ المبكر للنظام الشمسي. ستكون دراسة فلنسبورغ مهمة أيضًا في تفسير العينات التي تم إرجاعها من الكويكبات Ryugu و Bennu بواسطة المركبة الفضائية Hayabusa2 و OSIRIS-REx. Ryugu و Bennu هما كويكبات من النوع C ، يُعتقد أنهما مشابهان لـ CC ، وكلاهما يظهر دليلاً على وجود معادن رطبة مثل تلك الموجودة في فلنسبورغ. يوسع اكتشاف مراكز CC الفريدة مثل فلنسبورغ معرفتنا بمجموعة متنوعة من مواد CC في النظام الشمسي ولديه القدرة على توفير نظائر مناسبة للكويكبات من النوع C مثل Ryugu و Bennu. اقرأ أكثر


تشكل الكوندريت النوع الأكثر شيوعًا من النيزك الصخري (النوع الرئيسي الآخر يُعرف باسم achondrites) ويمثل ما يقرب من 86 ٪ من جميع شلالات النيزك. وهي تحتوي عادةً على حبيبات من مادة السيليكات بحجم المليمتر والتي يُعتقد أنها تكثفت مباشرة من السديم الشمسي ، ويبدو أنها ظلت دون تغيير جوهري منذ تشكلها في بدايات النظام الشمسي.

بصرف النظر عن غياب الهيدروجين والهيليوم ، فإن التركيب الكيميائي الأساسي للكوندريت هو نفسه الموجود في السديم الشمسي الأصلي ، مما يشير إلى أنهم لم يمروا بفترة تسخين ممتد أو شديد منذ تكوينهم. يشير هذا إلى أنها نشأت من أجسام غير متمايزة ، مثل الكويكبات الأصغر ، ومن المرجح أن تكون الاختلافات الملحوظة في التركيب قد نشأت عندما تراكم الجسم الأم من السديم الشمسي على مسافات مختلفة من الشمس.

تسمح هذه الاختلافات التركيبية بتقسيم الكوندريت إلى ثلاث مجموعات رئيسية:

  1. الكوندريت الكربوني هي الأكثر نقاءً ، ولا تظهر أي دليل على تعرضها للتسخين. يمكن أن تحتوي على ما يصل إلى 20٪ ماء من حيث الوزن ، بالإضافة إلى كميات كبيرة من الكربون (موجود بشكل أساسي كمركبات عضوية مثل الأحماض الأمينية) والعناصر المؤكسدة. مع وجود أعلى نسبة من العناصر المتطايرة ، يُعتقد أنها نشأت من كويكبات تراكمت على مسافات كبيرة نسبيًا من الشمس.
  2. الكوندريت العادي تحتوي أيضًا على عناصر مؤكسدة ومتطايرة ، ولكن بدرجة أقل من الكوندريت الكربوني. يُعتقد أن الكويكبات الأم تشكلت في حزام الكويكبات الداخلي.
  3. المكون الأساسي الرئيسي لـ إنستاتيت كوندريتس هو الحديد في حالته المعدنية أو الكبريتيد. هذا على عكس الكوندريتات العادية والكربونية التي يوجد فيها الحديد في الغالب كأكاسيد ومقيدة في السيليكات. يشير المحتوى العالي من المعدن والأكسجين المنخفض للكوندريتات المنتشرة إلى أن هذه النيازك ربما تكون قد نشأت في النظام الشمسي الداخلي.

على الرغم من أن تركيبها الأساسي يطابق تركيب السديم الشمسي ، إلا أن التركيب الكيميائي والنظيري للكوندريت قد تغير من خلال العمليات الثانوية. يُشار إلى الدرجة التي تم بها تغيير الكوندريت بعدد صحيح بين 1 و 7. على وجه التحديد ، تم تغيير أنواع الكوندريت 1 و 2 كيميائيًا في وجود ماء وفير ، بينما تعرض الأنواع 3 إلى 7 بشكل تدريجي المزيد من التعديلات الناتجة عن الحرارة كل من الغضروف والكوندريت نفسه.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبرن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما تم تحديده.


تقييم الإمكانات البيولوجية في العينات المعادة من الأقمار الصناعية الكوكبية وأجسام النظام الشمسي الصغيرة: إطار عمل اتخاذ القرار (1998)

الكويكبات ، مثل المذنبات ، هي البقايا من الكواكب الصغيرة والأجسام البدائية الصغيرة التي تراكمت منها الكواكب. تم وصف أنواع الكويكبات الشائعة في الجدول 4.1. بشكل عام ، الكويكبات التي تم أخذها في الاعتبار هي تلك التي هي بقايا الكواكب الصغيرة التي تشكلت داخل وخارج حزام الكويكبات (الذي يقع بين 2.2 و 3.2 AU من الشمس) ، بعيدًا عن الشمس مثل أحصنة طروادة ، التي تدور على مسافة كوكب المشتري. وعادة ما تسمى تلك التي تشكلت في مواقع أبعد ، أو على الأقل يعتقد أنها مذنبات. يبحث هذا الفصل في أصل ثلاث فئات رئيسية من الكويكبات وتكوينها وظروفها البيئية: الكويكبات البدائية غير المتمايزة (النوع C) الكويكبات غير المتمايزة المتحولة والكويكبات المتمايزة.

تتعلق التعريفات التاريخية للكويكبات بغياب أو وجود "نشاط مذنب" ، والذي يتطلب مركبات متطايرة (خاصة الجليد المائي) بالقرب من أو على سطح الجسم. أظهر واتسون وآخرون (1963) أن جليد الماء يتسامى بسهولة في فترات زمنية قصيرة مقارنة بعمر النظام الشمسي بعيدًا عن مسافة المشتري. لذلك ، من المتوقع أن تكون الأجسام المصنوعة من خليط بدائي من الجليد والحراريات المتكونة على مسافات كويكب من الشمس قد فقدت جليدًا سطحيًا وأن تكون نائمة "كويكبات ، "في حين أن الأجسام التي تنحرف إلى النظام الشمسي الداخلي من مواقع التخزين البعيدة (حزام كايبر والقرص المبعثر وسحابة أورت) تحتفظ بهذه المواد المتطايرة على أسطحها أو بالقرب منها وتظهر نشاط" مذنبي "(غيبوبة وذيول) حتى تعيش. منذ آلاف السنين في النظام الشمسي الداخلي.

في حين ، لهذا السبب ، لا يضمن عدم وجود مواد متطايرة قريبة من السطح عدم وجود مواد متطايرة في العمق داخل الكويكبات ، إلا أن هناك عوامل أخرى تحدد ما إذا كانت الكويكبات تحتوي على كميات كبيرة من المواد المتطايرة أم لا. داخل بعض المسافة الشمسية ، قد لا تتكاثف المواد المتطايرة داخل الكواكب الصغيرة. لا تزال مسألة تخمين والبحث الحالي حيث توجد هذه الحدود (على سبيل المثال ، هل تشكلت الأرض "رطبة" [على سبيل المثال ، Dreibus و W & aumlnke ، 1987] أو كانت جميع المواد المتطايرة مشتقة من الكواكب المتراكمة المتأخرة [Chyba ، 1987] ، على سبيل المثال ، المذنبات ، من أبعد بكثير؟). بالإضافة إلى ذلك ، التطور الحراري اللاحق و mdash ربما يعتمد على حجم الجسم و / أو المسافة من الشمس و mdashundly جفت بعض الكويكبات ربما جفت معظم الكويكبات. قد تكون العمليات الأخرى (على سبيل المثال ، الانقلاب الحجري الضخم الفعال للكويكبات التي تتكون من كومة الأنقاض عن طريق الاصطدامات المتكررة) قد سمحت أيضًا للمواد المتطايرة بالتسامي. تظهر دراسات الانعكاس الطيفي وتقنيات الاستشعار عن بعد الأخرى أن بعض الكويكبات تتكون على الأرجح من مجموعة جافة من المعادن (مثل الأجسام المعدنية). على الرغم من أنها تخمينية ، إلا أن معظم الباحثين لن يفاجأوا إذا كانت العديد من الكويكبات من منتصف حزام الكويكبات إلى أحصنة طروادة تبدو لفترة وجيزة مثل المذنبات بعد اصطدامات كارثية نادرة ، مما قد يؤدي إلى كشف المواد المتطايرة المدفونة. (قد تكون هناك نسبة قليلة من الأجسام تسمى الكويكبات ، خاصة تلك الموجودة في مدارات تقترب من الأرض ، نائمة أو ميتة).

لما يقرب من قرنين من الزمان ، بدا من المعقول للمجتمع العلمي أن النيازك قد تأتي من الكويكبات. ولكن في أواخر السبعينيات ، لم تكن هناك آليات فيزيائية معروفة لنقل شظايا الكويكب إلى الأرض. على سبيل المثال ، فإن الاصطدامات الكافية لإنتاج مثل هذه التغييرات المدارية الجذرية ستؤدي بدلاً من ذلك إلى تبخير مادة الكويكب. تم حل المشكلة الآن ، باستثناء التفاصيل (الحكمة ، 1985). في جميع أنحاء حزام الكويكبات ، هناك مناطق تشكل فيها اضطرابات الجاذبية الرنانة بواسطة الكواكب ، وبشكل أساسي كوكب المشتري وزحل ، مناطق فوضوية ديناميكيًا. عندما ترسل الاصطدامات بين الكويكبات بالقرب من حدود هذه المناطق شظايا إليها ، تزداد الانحرافات المدارية بسرعة وتعبر الشظايا مدارات الكواكب الأخرى بما في ذلك الأرض. تصل الشظايا إلى الأرض بشكل أساسي من الأجزاء الداخلية لحزام الكويكبات ، خاصة بالقرب من 3: 1 المتكافئة مع المشتري (تلك الموجودة في الحزام الخارجي تصل إلى المشتري أولاً ويتم إخراجها عمومًا من النظام الشمسي). غالبًا ما تستمر الكويكبات العابرة للأرض في احتوائها على الأفيليا في حزام الكويكبات ، وبالتالي تستمر في معاناتها من الاصطدامات مع كويكبات الحزام الرئيسي. الشظايا الأصغر التي تصادف الأرض كنيازك ناتجة عن شلال اصطدام متعدد الأجيال وتأتي مباشرة من الرنين في الحزام الرئيسي ومن الفوهات والاصطدامات التي تنطوي على كويكبات عابرة للأرض.

عدد قليل من النيازك من القمر والمريخ (وارين ، 1994). قد تكون بعض النيازك من المذنبات (Campins ، 1997) أو من الكويكبات البعيدة ، ولكن لم يتم تحديد أي منها حتى الآن على أنها مرشحة محتملة ، وهناك أسباب فيزيائية تخفف من ذلك (تؤدي السرعة العالية والقوة الضعيفة للمذنبات إلى ارتفاع الغلاف الجوي. تفكك النيازك المذنبة الواردة آليات ديناميكية فعالة لإيصال الحطام الكويكبي من مناطق خارج الرنين 5: 2 لم يتم تحديدها). يولد الشلال الاصطدام أيضًا موادًا أدق مثل الغبار بين الكواكب ، والذي يتم نقله بواسطة سحب Poynting-Robertson وقوى الإشعاع الأخرى (Burns et al. ، 1979). إن المساهمة النسبية للمذنبات والكويكبات في الجسيمات ذات الأحجام المختلفة في مجمع الغبار بين الكواكب ليست معروفة جيدًا ، لكن كلا المصدرين يساهمان بجزء كبير (برادلي وآخرون ، 1988).

الجدول 4.1 أنواع الكويكبات الشائعة

أنواع غير متمايزة تشبه C

البياض منخفض جدًا ، مسطح طويلًا إلى 0.4 & نطاق امتصاص ميكروم في الأشعة فوق البنفسجية وأحيانًا بالقرب من 3 ميكروم

البياض المنخفض يشبه C ولكنه أكثر إشراقًا وأكثر حيادية

منخفضة البياض تشبه C ولكنها أكثر إشراقًا وقوة للأشعة فوق البنفسجية

الأنواع المتحولة غير المتمايزة

معتدل البياض ، قوي الامتصاص بالقرب من 1 ميكروم و 2 ميكروم

معتدل البياض ، ضارب إلى الحمرة في الظاهر ، خفيف إلى متوسط ​​الامتصاص بالقرب من 1 ميكروم و 2 ميكروم

أنواع متباينة

معتدل البياض ، منحدر خطي محمر قليلاً

ارتفاع البياض ، مثل أنواع S لكن امتصاص أقوى وإضافي

ارتفاع البياض ، امتصاص قوي بسبب الزبرجد الزيتوني

معتدل البياض ، ضارب إلى الحمرة في الظاهر ، خفيف إلى متوسط ​​الامتصاص بالقرب من 1 ميكروم 2 ومايكروم

ارتفاع البياض ، مسطح أو ضارب إلى الحمرة قليلاً

البياض منخفض جدًا ، منحدر خطي محمر قليلاً

البياض منخفض جدا ، منحدر خطي محمر

ملاحظة: تم تحديد أنواع أخرى من الكويكبات التي لم يتم تضمينها في هذا الجدول ، على سبيل المثال ، أنواع F. بعضها عبارة عن تقسيمات فرعية من الأنواع المدرجة. البعض الآخر نادر ، وأنواع جديدة ، ولا يُرى بشكل عام إلا بين مجموعة الكويكبات الصغيرة جدًا. قد تكون بعض الكويكبات المصنفة غير نمطية من فئتها (على سبيل المثال ، أنواع M مع ميزات امتصاص 3 و microm) أو قد يكون لها نظائر نيزكية مختلفة ، في انتظار توفر بيانات أفضل (على سبيل المثال ، يمكن أن تكون الأنواع M التي لم يتم مسحها بواسطة الرادار للحصول على انعكاسية عالية للرادار غير متمايزة enstatite chondrites كنظير نيزكي).

يكتنف التاريخ المبكر للكويكبات عدم اليقين. يُعتقد أن كوكبًا لم يتراكم أبدًا في حزام الكويكبات بسبب تأثير كوكب المشتري الضخم. من المؤكد أن ميول وانحرافات مدارات الكويكبات اليوم تعني أن الكويكبات تصطدم عادة بسرعات تبلغ 5 كم / ثانية ، مما يؤدي إلى حدوث فوهات وتفتت كارثي ، وليس تراكم. ومع ذلك ، بالنسبة للنمو إلى أحجام الكويكبات الأكبر (التي يبلغ قطرها من مئات إلى ما يقرب من 1000 كيلومتر) ، يجب أن تكون السرعات في يوم من الأيام أقل بكثير ، كما هو الحال في مناطق تراكم الكواكب الأخرى. هناك فجوات كبيرة في توزيع الكويكبات حيث يجب أن تكون الكواكب الصغيرة موجودة في يوم من الأيام ولكنها لم تعد موجودة ، بسبب الاضطرابات الرنانة من قبل المشتري (لا تشمل هذه فجوات كيركوود المتناسبة داخل حزام الكويكبات فحسب ، بل تشمل أيضًا ما يسمى بالرنين العلماني ، و الأحجام الشاسعة من الفضاء التي تتجاوز 3.2 AU حيث أصبحت الكويكبات الآن نادرة ومن المفترض أن تم التخلص منها في وقت مبكر في تاريخ النظام الشمسي). ربما أدت الاصطدامات (ومواجهات الجاذبية القريبة ، إذا كانت كبيرة بما يكفي) من قبل تلك الأجسام التي اختفت الآن وغيرها في منطقة تراكم المشتري (كوكب المشتري المنتشر) إلى زيادة سرعات الكويكبات المتبقية في الحزام الرئيسي. بدلاً من ذلك ، قد تكون رنين المشتري ، التي هاجرت عبر منطقة الكويكب خلال المراحل المتأخرة من نمو كوكب المشتري ، قد فعلت ذلك بينما كانت الكواكب الكواكب النيزكية تتراكم وتطرد و / أو تضخ سرعات العديد من الكويكبات (Ruzmaikina et al. ، 1989). تُستنفد الكويكبات أيضًا بسبب التشظي التصادمي ، لكن الأبحاث الحديثة تشير (ولكن ليس بشكل قاطع) إلى أن الاصطدامات غير فعالة في تعطيل الكويكبات (Asphaug et al. ، 1998) وربما لم تلعب أكثر من دور ثانوي في الحد من الكوكب الأصلي- قيمة الكتلة في منطقة الكويكب إلى ما يقرب من 0.01 في المائة المتبقية اليوم.

بغض النظر عن السيناريو الدقيق لأصل الكويكبات ، فإن عدد الكويكبات كان تقريبًا كما هو عليه اليوم لما لا يقل عن 4 مليارات سنة ، مع وجود أكبر أجسام أكبر من سيريس التي يبلغ طولها 950 كيلومترًا. تتطور الكويكبات تدريجياً بسبب الاصطدامات منذ ذلك الحين. تصطدم الاصطدامات النشطة بشكل كافٍ بالكويكبات إلى أجزاء ، مما يؤدي إلى نقل الشظايا بسرعات تتجاوز سرعة الهروب بحيث تدخل في مدارات مركزية شمسية متشابهة ولكنها منفصلة (تسمى مجموعات الكويكبات في مدارات متشابهة "العائلات"). ومع ذلك ، تفتقر غالبية الاصطدامات إلى الطاقة اللازمة لتعطيل الكويكب ، لكنها أكثر من كافية لتحطيم المواد الصخرية المكونة له. لذلك ، من المتوقع تحطيم معظم الكويكبات (على الأقل تلك التي يزيد قطرها عن بضعة كيلومترات) في "أكوام الركام" المرتبطة بالجاذبية (ميلوش وريان ، 1997). قد تكون الاستثناءات هي النوى المعدنية الباقية الأقوى للأجسام المتمايزة (أي الأجسام التي ذابت مرة إلى درجة غرق المعدن في قلبها واندفعت السيليكات الأقل كثافة على أسطحها كحمم بركانية).

وتجدر الإشارة إلى أن توزيع حجم الكويكبات هو أن معظم الكتلة (ومن ثم الطاقة الحركية الاصطدامية للتأثيرات) تكون في أكبر الأجسام. وبالتالي فإن أكبر ضرر يحدث على أكبر المقاييس المكانية ، مما يؤدي إلى أنقاض خشنة ، مماثلة لحجر القمر العملاق. في حين توجد الثرى السطحية على الكويكبات الأكبر ، والتي قد تكون مماثلة للثرى القمري الدقيق الحبيبات ، فإن التصميمات الداخلية للكويكب ليست "مزروعة" بمقاييس دقيقة بل مختلطة حولها. لذلك ، في حين أن جزءًا كبيرًا من النيازك يحتوي على أجزاء تحتوي على غازات الرياح الشمسية ومسارات الأشعة الكونية ، مما يشير إلى أنها كانت مرة واحدة ، لفترة وجيزة ، بالقرب من سطح جسمها الأم ، يجب توقع الكثير من المواد الأخرى داخل الكويكبات لم يكن قريبًا بما يكفي من السطح ليتم تعقيمه بواسطة الأشعة الكونية ، على الرغم من التقلبات التصادمية.

النيازك تشهد على عمليات الاصطدام. العديد منها عبارة عن صخور (يشار إليها باسم breccias) تعكس خصائصها الاصطدامات التي تكسر الصخور الكويكبية وتحطمها وتلتحم معًا. بينما يحدث الانصهار الموضعي أحيانًا ، لم يؤثر الذوبان إلا على جزء ضئيل من المواد النيزكية وربما لم يكن أبدًا كافياً للتمييز بين كل أو حتى جزء كبير من أي كويكب (Keil et al. ، 1997). هناك أدلة على تسخين بعض الكويكبات إلى درجات حرارة عالية جدًا (انظر أدناه) ، لكن كل هذا حدث في وقت مبكر جدًا من تاريخها ، ربما بسبب اضمحلال 26 Al خلال المليون سنة الأولى أو نحو ذلك.

حتى الأجسام النجمية المتبقية من النيازك تظهر دليلاً على ارتفاع درجات الحرارة. لم يقتصر الأمر على ذوبان بعض الكويكبات إلى درجة التمايز الجيوكيميائي (مكونًا قلبًا معدنيًا ، وعباءات ، وقشور بازلتية) ، ولكن العديد من الكويكبات الأخرى تم تحويرها أيضًا عند درجات حرارة لا تزيد عن بضع مئات من الدرجات من الذوبان (McSween et al. ، 1988) ، و حتى أن العديد من الكويكبات الأكثر بدائية وأقلها تطورًا تظهر علامات على درجات حرارة عالية مبكرة. على سبيل المثال ، عانت معظم النيازك الكوندريتية الكربونية من تغيرات مائية واسعة النطاق في وقت مبكر من تاريخ الجسم الأم (Zolensky and McSween ، 1988). ومع ذلك ، فإن الكويكبات الحالية صغيرة جدًا بحيث لا تحتوي على مناطق ساخنة أو حافظت عليها بعد فترة التكوين المبكرة. (يُفهم الآن أن النيازك الوحيدة المعروفة بأعمار التكوين الصغيرة تأتي من المريخ.) يتم إزاحة الكويكبات أحيانًا إلى مدارات تقترب من الشمس ، مما قد يؤدي إلى ارتفاع درجة حرارتها ، ومع ذلك فمن المحتمل أن يتم تدمير هذه الأجسام في غضون بضعة أيام.

مليون سنة من هذا التغيير المداري (على سبيل المثال ، عن طريق الغوص في الشمس أو الاصطدام بكوكب). ببساطة لا يوجد سيناريو قابل للتطبيق للحفاظ على درجات حرارة دافئة داخل كويكب على مدار تاريخ النظام الشمسي.

تأتي معظم النيازك الموجودة على سطح الأرض من أجسام بمقياس متر تحررت من أجسام أكبر (سواء في مدارات تقترب من الأرض أو في حزام الكويكبات الرئيسي) خلال مئات الآلاف إلى مئات الملايين من السنين. غالبًا ما يُتوقع تعقيم هذه النيازك بواسطة الإشعاع ، اعتمادًا على المدة التي دارت حول الشمس كأجسام صغيرة ومستقلة. في فترات نادرة (آلاف إلى عدة ملايين من السنين) ، من الممكن أن تتأثر الأرض بأجسام كبيرة جدًا ، والتي يبلغ حجمها مئات الأمتار إلى الكيلومترات أو أكبر (على سبيل المثال ، جيريلز ، 1994). لا تتأثر مثل هذه الأجسام بالغلاف الجوي للأرض ، ويتم تبخير المادة المقذوفة أو ذوبانها أو إتلافها بشدة عند الاصطدام بسطح الأرض ، بطرق ربما تكون معادية لبقاء الحياة التي قد تكون موجودة بداخلها. ومع ذلك ، في الأحجام المتوسطة وترددات الاصطدام ، هناك أجسام يتراوح حجمها بين عشرات الأمتار وعشرات الأمتار تؤثر على الأرض بشكل متكرر وقد تنقل المواد ، التي لم تتعرض أبدًا للإشعاع الكوني ، بلطف إلى سطح الأرض (بسرعة نهائية) .

في مناقشة الأنواع المختلفة من الكويكبات والنيازك في هذا الفصل ، يُفترض وجود جزء صغير من المواد الكويكبية التي لم تتعرض أبدًا لجرعة قاتلة من الإشعاع الكوني ، وبالتالي قد تحتوي على حياة نائمة. ومع ذلك ، يظل الاحتمال قائمًا بأن الإشعاع الطبيعي من النويدات المشعة طويلة العمر قد يكون كافياً لتعقيم الحياة المتبقية حتى في الأجزاء المدفونة والمحمية من الكويكبات (انظر الفصل 1 أيضًا Clark et al. ، 1998). إذا كان هذا هو الحال ، فقد تم استبعاد العديد من المواقف الخطرة التي تمت مناقشتها. لاحظت مجموعة العمل أن معظم الكويكبات تحتوي على مادة غير متطايرة ذات تكوين كوني تقريبًا على نطاقات مكانية صغيرة وأن تصميماتها الداخلية كانت ستتعرض بشكل موحد لمثل هذا الإشعاع المنخفض المستوى. قد يكون الاستثناء هو أجزاء من الأجسام المتمايزة بشدة والتي يتم استنفادها بشدة في العناصر المشعة أو أجزاء من الأشياء غير المتمايزة التي تحتوي على جيوب من الجليد.

تم تحديد الارتباط بين الكويكبات من أنواع مختلفة وأنواع مختلفة من النيازك بشكل غير كامل ولا يخلو من الجدل. يجب أن تكون الملخصات العامة التالية كافية لغرض هذا التقرير. بسبب عملية الاختلاط التصادمية بين الكويكبات ، والتي تؤدي إلى وجود نسبة صغيرة من الشظايا الحجرية (xenoliths) من أجسام أخرى ، فمن المتوقع أن يحتوي أي كويكب تقريبًا على مكون صغير من نوع آخر (انظر الفصل 2). هذا العامل ليس يتم النظر في ما يلي ، والذي يأخذ في الاعتبار فقط المواد الأصلية للأنواع المختلفة من الكويكبات والأجسام الأم النيزكية.

الأستيرويد البدائي غير المميز (C-TYPE)

الكويكبات من النوع C هي أجسام شديدة السواد ، وعادة ما تعكس فقط 3 إلى 5 بالمائة من ضوء الشمس الساقط. لديهم أطياف انعكاس محايدة نسبيًا في اللون في جميع أنحاء الأشعة تحت الحمراء المرئية والقريبة ، باستثناء ميزة الامتصاص البارزة (الموجودة في بعضها فقط) بالقرب من 3 ميكروم ، ويرجع ذلك أساسًا إلى ماء الترطيب (جونز وآخرون ، 1990) . هذه السمات نموذجية تقريبًا لأطياف المختبر للنيازك الكوندريتية الكربونية (Feierberg et al. ، 1981). هناك اختلافات طفيفة في مطابقة أطياف النيزك والكويكبات ، وكذلك اختلافات طفيفة بين أطياف الكويكبات التي أدت إلى فئات إضافية من الكويكبات (يتم تجميع النوعين G و B مع الكويكبات من النوع C.

على الرغم من أنه لم يتم إثبات ذلك بشكل صارم ، فمن المحتمل أن تكون الكويكبات من النوع C (والتي تعد بأغلبية ساحقة النوع الأكثر وفرة في الحزام الرئيسي ، وخاصة الأجزاء الوسطى والخارجية) ممثلة في مجموعات نيزكية مختلفة 1 بواسطة كوندريت كربوني (Feierberg et al. ، 1981). من المحتمل أن يكون أخذ عينات من هذه الكويكبات بواسطة النيازك الكربونية منحازًا تجاه تلك الرنين القريب من الحزام الأوسط (مثل 3: 1) بدلاً من كويكبات الحزام الخارجي علاوة على ذلك ، فمن المحتمل أن الغالبية العظمى من الكوندريت الكربوني تأتي من أقل من 10 أجسام الوالدين من النوع C ، على الرغم من احتمال تمثيل ثانوي لعينة أوسع بكثير. نظرًا لأن بيانات الانعكاس الطيفي ذات الصلة تفتقر إلى العديد من ميزات الامتصاص الواضحة التي تُشخص التكوين ، والمقارنة

من المحتمل أن يتم تمثيل الكويكبات من النوع C في مجموعات النيزك بواسطة النوع الصخري 1 و 2 من الكوندريت الكربوني. الكوندريت الكربوني من النوع 1 والنوع 2 هما النيازك المعدلة مائيًا كما يمثلها CM2 Murchison و CI1 Orgueil. تحتوي الكوندريتات الكربونية من النوع 3 مثل CM3 Allende على تعديلات مائية طفيفة جدًا. بناءً على المعايير الطيفية ، يمكن تصنيف الكوندريتات الكربونية من النوع 3 على أنها كويكبات من النوع S (Gaffey et al. ، 1993a ، b).

بين النيازك الغضروفية الكربونية والكويكبات من النوع C أقل قوة من تلك الموجودة في بعض الأنواع الطيفية الأخرى.

من المحتمل أن تكون معظم الكويكبات من النوع C التي لوحظت اليوم عبارة عن شظايا من الاصطدامات بين الأجيال السابقة من الكويكبات الأكبر إلى حد ما ، على الرغم من أن توزيع الحجم الفعلي في حزام الكويكبات البدائي غير مؤكد. تشير خصائص الكوندريت الكربوني إلى أن أقطار أجسامهم الأصلية في حدود 100 كيلومتر ، ولكن لا يمكن استبعاد الأجسام الأكبر بشكل ملحوظ. لاحظ أن أكبر نوع C اليوم ، سيريس ، يبلغ قطره حوالي 1000 كيلومتر.

استنادًا إلى الأدلة النيزكية ، تراكمت الكويكبات من النوع C من الغبار ، الذي كان تركيبه الكيميائي قريبًا من متوسط ​​مادة النظام الأولي للعناصر غير المتطايرة ، بالإضافة إلى المواد المتطايرة في شكل جليد الماء (وربما حتى الجليد المتطاير) و مادة عضوية (بانش وتشانج ، 1980). الشكل الكيميائي والفيزيائي لتلك المادة العضوية غير معروف ، ولكن ربما كان بعضها موجودًا على الأرجح كشظايا جزيئية داخل عباءات الجليد التي تغلف حبيبات الغبار ، ومن المتوقع أن تتشكل مثل هذه الهياكل في السحب الكثيفة بين النجوم مثل تلك التي ولدت النظام الشمسي ( جرينبيرج ، 1984). بهذا المعنى ، قد تكون الكويكبات من النوع C مماثلة في تكوينها للجزء غير المتطاير من المذنبات.

يكشف علم الصخور الكربونية والكوندريتية أن بعض الكويكبات من النوع C على الأقل قد تم تسخينها فوق نقطة انصهار جليد الماء بعد فترة وجيزة من التراكم (Zolensky and McSween ، 1988). لا يُعرف عامل التسخين ولكن ربما كان هو تحلل 26 Al و / أو 60 Fe المُصنَّع حديثًا ، أو ربما التسخين الاستقرائي الناجم عن الرياح الشمسية القوية المبكرة. قد يكون الماء السائل الناتج قد فُقد في النهاية في الفضاء ، ولكن ، على الأقل في الكويكبات الكبيرة ، بقي لفترة كافية لإنتاج صخر ثانوي رطب من السيليكات اللامائية الأولية ، والأكاسيد ، والكبريتيدات ، والمعدن الذي تراكم في الأصل بواسطة الكويكب (زولينسكي) و McSween ، 1988). تفاعل الماء السائل أيضًا مع المادة العضوية الأولية ، مما أدى إلى إنتاج محصول المركبات العضوية الثانوية الموجودة في الكوندريت الكربوني اليوم (Kerridge ، 1993). مدة النشاط المائي غير معروفة تتراوح التقديرات النظرية إلى 10 8 سنوات ، ولكن ليس أطول (Grimm and McSween ، 1993).

تظهر بعض الكويكبات من النوع C في الواقع دليلًا طيفيًا على وجود معادن رطبة على أسطحها ، في حين أن البعض الآخر لا يفعل ذلك. ليس من الواضح ما إذا كانت تلك التي لا تظهر خاصية الماء في الماء قد تعرضت للجفاف عند درجات حرارة عالية بشكل معتدل ، أو إذا لم يتم تسخينها أبدًا إلى درجة انصهار الجليد (أو لم يتم دمج الماء مطلقًا) في المقام الأول.

الكويكبات غير المتمايزة ، خاصة تلك الأنواع C الغنية بالمواد العضوية والتي تظهر دليلاً على درجات الحرارة الدافئة التي تؤدي إلى تغيرات مائية ، هي بيئات مرشحة معقولة لأصل الحياة واستمرارها. ومع ذلك ، كما هو موضح أعلاه ، استمرت هذه الظروف لفترة زمنية عابرة بالقرب من بداية تاريخ الكواكب. على الرغم من العديد من الإنذارات الكاذبة ، لم يتم العثور على دليل مقنع للكائنات القديمة في النيازك الكربونية. ومع ذلك ، فمن الواضح أن شروط أصل الحياة و mdashnamely ، ووجود الماء السائل ، والمواد العضوية ، والعناصر النزرة ، وتدرج الطاقة و [مدش] قد تم الوفاء بها على الأقل بشكل عابر على بعض ، وربما معظم ، الكويكبات من النوع C. 2 إن مدى تطابق مجموعة المركبات العضوية النيزكية مع تلك اللازمة لإنتاج نظام ذاتي التكاثر غير معروف حاليًا ، ولكن مع هذا التحذير ، يبدو أنه لا توجد أسباب لاستنتاج أن ظهور الحياة في كويكب من النوع C. تم منعه. ومع ذلك ، يجب أن يكون عصر الماء السائل قد انتهى منذ أكثر من 4 جير (Grimm and McSween ، 1993) ، وبالتالي فإن السؤال هو ما إذا كان من الممكن بقاء أي حياة تم تكوينها أم لا. من الواضح ، كما ذُكر أعلاه بالنسبة لجميع الكويكبات ، أن أجزاءً من الكويكبات من النوع C كانت محمية من الإشعاع الكوني الخارجي. داخل الأجزاء الداخلية لهذه الأجسام ، يوجد مستوى منخفض من النشاط الإشعاعي من النويدات المشعة طويلة العمر التي من المحتمل أن تعقم الكيانات الخاملة المحاطة بمواد غير متطايرة من التكوين الكوني. But material embedded in pockets of ice, which may well exist within some C-, P-, and D-type asteroids, could have been protected from much of that radiation, and so there is the prospect that dormant life may have survived for the ensuing aeons.

Numerous carbonaceous chondrites have been found to contain organic compounds, some of which were apparently synthesized directly on the parent body during a period when aqueous conditions existed (Cronin and Chang, 1992). However, there is no evidence that prebiotic chemistry advanced beyond the synthesis of some of the monomeric molecules thought to be important in the origin of life. There is a rich history of claims of finding evidence of life in a variety of meteorites (see Appendix C), but these indications have all eventually been found to be either artifacts or the result of terrestrial contamination. Thus, although meteorites containing extraterrestrial organic compounds have fallen on Earth throughout its history, there is no evidence that this process has ever inoculated Earth with any extinct or extant organisms.

It is likely that Earth receives considerable cosmic dust from C-type asteroids, but this material has probably been sterilized during its transport time to Earth, although very rarely&mdashmuch more rarely than for comets&mdashdust might land on Earth very shortly after its liberation from an unsterilized portion of an Earth-crossing C-type asteroid. The dominant delivery mechanism of potentially unsterilized C-type material is by meteorites and by the infrequent impact of larger C-type projectiles.

In addition to C-types, there are P- and D-types located predominantly near and beyond the outer edge of the main asteroid belt (D-types predominate among the Trojans, at Jupiter's distance from the Sun). There appear to be no meteoritic analogs for these asteroid types, consistent with their virtual absence in the inner parts of the asteroid belt for which dynamical transport processes have been identified. On the other hand, it is probable that rare fragments of P- and D-type asteroids occasionally reach Earth. It is assumed that P- and D-types are even more primitive than C-types, although this concept is difficult to test. Conceivably their colors have more to do with the state of their surfaces (owing to greater distance from the Sun, lesser collisional environment) than to their interior compositions. For purposes of this report, it is reasonable to consider P- and D-type asteroids as being similar to C-types. But caution is warranted as their nature is truly only a matter of speculation. Given that it is also not proven that a significant portion of P- and D-type material reaches Earth as part of the apparently nonhazardous natural influx, uncontained sample return from such objects should proceed only after some of the unknowns have been resolved.

UNDIFFERENTIATED, METAMORPHOSED ASTEROIDS

Undifferentiated, metamorphosed asteroids are those that were heated to temperatures of less than 1,000 K so that minerals did not segregate in a macroscopic way, but are also dehydrated (if ever hydrated in the first place) and were probably subject to temperatures at which biological materials could not survive. The most common meteorites on Earth, the ordinary chondrites, are fragments of such asteroids. These meteorites are known to be undifferentiated because their bulk elemental compositions are similar to the nonvolatile elements in the solar system (e.g., Wasson, 1985).

There has been a long-standing dispute about which main-belt asteroids to associate with these common meteorites (Chapman, 1996). In all probability, some of the S-type asteroids (the most abundant asteroid type in the inner third of the asteroid belt) are undifferentiated but metamorphosed objects analogous to ordinary chondrites, although a few researchers deny this. Other S-types may be examples of differentiated asteroids of various kinds (see below). In general, the spectra of S-types show more diagnostic absorption features than do spectra of C-types. Their slightly reddish spectra show the clear presence of such silicate minerals as olivine and pyroxene. Relying solely on spectral reflectance data, however, it is not always possible to decide unambiguously whether an asteroid observed telescopically has experienced global differentiation or not. In addition to the minerals olivine and pyroxene, the reddish slope of the spectra suggests the presence of metallic iron together, these minerals constitute the dominant materials in undifferentiated ordinary chondrites. However, the same minerals are also found, in different proportions, in certain differentiated meteorites, and in addition the observed asteroid spectra do not exactly match those obtained in the laboratory from ordinary-chondrite specimens. Because the ordinary chondrites are the most abundant variety of meteorite falling on Earth today, which argues in favor of an abundant type of parent asteroid, it is commonly, though not universally, believed that the spectral differences between ordinary chondrites and some S-type asteroids are due to "space-weathering" of the asteroid surfaces, and that the ordinary chondrites are, in fact, derived from asteroids of spectral type-S (Wetherill and Chapman, 1988).

This issue will be further addressed by the Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) mission, but in the interim it seems reasonable for present purposes to equate S-type asteroids with ordinary chondritic material, since those S-types that are actually differentiated asteroids have natures, and have undergone histories, even less hospitable to life. After all, the ordinary chondrites come from some main-belt asteroids, even if they are rare, and the mineralogy that the ordinary chondrites have in common imposes quite firm constraints on their prebiotic chemical history.

Based on their chemical and isotopic compositions, known chondrites, other than carbonaceous chondrites, are derived from at least a half dozen undifferentiated asteroids (Rubin, 1997). Even though they show no

evidence for igneous differentiation, most ordinary chondrites exhibit the effects of prolonged heating to temperatures sufficient to cause metamorphism and even, in some cases, incipient partial melting. It is generally believed (McSween et al., 1988) that this metamorphism was caused by internal heating of the asteroidal parent bodies, perhaps by decay of recently synthesized radionuclides such as 26 Al or 60 Fe, and that the most severely heated chondrites resided at the greatest depth within such an asteroid. Those ordinary chondrites that exhibit evidence for thermal metamorphism contain neither detectable organic matter nor hydrated minerals, so that two of the criteria for origin of life are not met. However, a small number of ordinary chondrites, known as unequilibrated ordinary chondrites (UOCs), show minimal evidence for metamorphism and in a few cases contain evidence for modest degrees of aqueous alteration (Alexander et al., 1989) and traces of organic matter (Yang and Epstein, 1983). Thus, some UOCs strictly satisfy the criteria for emergence of life, but the amount of water was apparently very limited (it may have been vapor rather than liquid), and there is no evidence for the kind of complex organic chemistry needed for development of self-replicating systems. Consequently, it seems highly unlikely that life could have originated on a UOC parent asteroid and, by extension, on any undifferentiated but metamorphosed, i.e., S-type, asteroid.

As mentioned above, the NEAR mission should help to resolve the question of whether ordinary chondrites are derived from S-type asteroids, thereby reducing that element of uncertainty, but otherwise, barring the fall of a UOC unusually rich in organics and hydrated minerals, it is unlikely that our understanding of the biological potential of undifferentiated asteroids is likely to improve in the foreseeable future, except through sample-return missions.

DIFFERENTIATED ASTEROIDS

Differentiated asteroids are inferred to be objects, or fragments of objects, that were once heated to the point of partial melting and geochemical segregation of materials. Vesta is a classic example of a largely intact differentiated body. As demonstrated by McCord et al. (1970), Vesta is covered with basalts (represented on Earth by the so-called HED basaltic achondritic meteorites). It is presumed (and, to some degree, observed [see Binzel et al., 1997]) that the basaltic crust overlies an olivine mantle on Vesta. Presumably Vesta has an iron core.

While Vesta is apparently unique as an intact, differentiated asteroid, many other asteroids look like pieces of a smashed-up Vesta, or fragments of smaller differentiated bodies. These include some so-called M-type bodies (the largest of which is 250-km-diameter 16 Psyche) that are apparently iron cores, or fragments of cores, from the interiors of preexisting bodies like Vesta ambiguous inferences of metallic composition from spectral reflectance studies are confirmed, in a few instances, by high (metallic) reflectances of radar echoes (Ostro, 1993). There are other classes of asteroids, including small objects (V- and J-class) that may be fragments of Vesta's crust (Binzel and Xu, 1993), the monominerallic (olivine-rich) A-type asteroids, and the E-type asteroids (iron-poor enstatite) that probably represent mantles or crusts of such differentiated bodies. Their spectra are certainly not compatible with being undifferentiated. In addition, as described in the previous section, some (or even most) S-types may be differentiated bodies, as well.

Generally speaking, the various kinds of metallic, stony-iron, and achondritic stony meteorites are believed to be derived from these, and analogous, kinds of asteroids, generally located in the inner to middle parts of the asteroid belt. In general, these materials have been subjected to long-term heating well above 1,000 K, and water has not been present. They seem to be even less likely to harbor biological materials than are the undifferentiated but metamorphosed asteroids discussed in the previous section.

Until recently, some meteorites classified as achondrites were known to have had a much more complex history, including young ages, and evidence of being derived from unusually large asteroids (not identified in space) where ongoing environments conducive to life could not be ruled out. These achondrites, the so-called SNC meteorites, are now understood to come from Mars&mdasha very large "asteroid," indeed, and beyond the purview of this report. As with Mars (and Earth), differentiation in and of itself does not preclude possible biological activity. It cannot be totally ruled out that there were other large asteroidal objects, not now being sampled by the ever-growing suite of collected meteorites, that might have had conditions leading to the origin and presence of life. However, remnants of any such objects are evidently very uncommon among meteorites striking Earth today.

POTENTIAL FOR A LIVING ENTITY TO BE IN OR ON SAMPLES RETURNED FROM ASTEROIDS

There are a few researchers who maintain that meteorites are only a very selective sample of the asteroids and, indeed, that the proportions of extraterrestrial materials striking Earth vary dramatically with time (Halliday et al., 1990). While these ideas are not widely supported, it is prudent to remain aware that generalities deduced from studies of meteorites and the likely associations of certain meteorite types with common asteroid types may not strictly apply to any particular asteroid. With this caveat, it can generally be stated that sample return from asteroids of the types sampled by the known meteorites evidently presents no known biological threat. Furthermore, both the differentiated and the undifferentiated-but-metamorphosed asteroids (e.g., M-, S-, V-, J-, and Q-types) have histories that appear to preclude the origin of life in the first place. For C-types to harbor dangerous biological materials (not so far identified in C-type meteorites), that material must have survived aeons since conditions suitable for replication ended.

While P- and D-type asteroids (and perhaps other rare, anomalous asteroid types) may be presumed to have histories similar to those of the C-types (and other types) discussed above, the asteroid population is evidently diverse and some mysteries remain. Thus, uncontained sample return from such unusual and/or unsampled bodies would have to await further investigation of their properties.

For many asteroids, the requirements for life to have emerged (presence of liquid water, organic matter, and a usable energy source) were probably met very early in their history. Although the known meteorites derived from such asteroids reveal no evidence of biological activity, those meteorites cannot be regarded as having sampled the entire population of such asteroids. Similarly, although the natural meteorite influx has apparently had no deleterious effect on terrestrial biology, it is not certain that samples of every asteroid type have fallen on Earth. Furthermore, although natural radioactivity present within the asteroidal/meteoritic material would have been adequate to sterilize any dormant organisms possibly present within the lithic fraction of such objects, if pockets of relatively pure water ice were to exist within an asteroid of this type, attenuation of the natural radiation field within that ice could in principle have permitted survival of putative dormant organisms.

Based on the task group's current knowledge of the origin and composition of asteroids, the answers to the assessment questions employed in this study are as follows:

Does the preponderance of scientific evidence 3 indicate that there was never liquid water in or on the target body?

There is unequivocal evidence for liquid water active within at least some C-type asteroids approximately 4.5 Gyr ago. A minor fraction of S-type asteroids may have experienced a transient episode of aqueous activity, but the great majority of S-types have never seen liquid water. Liquid water can also be ruled out for M-, V-, and E-type asteroids. For P- and D-type asteroids there is no evidence one way or the other regarding the presence of liquid water.

Does the preponderance of scientific evidence indicate that metabolically useful energy sources were never present?

There is no evidence one way or another regarding the presence of metabolically useful energy sources in other asteroid types.

Does the preponderance of scientific evidence indicate that there was never sufficient organic matter (or CO2 or carbonates و an appropriate source of reducing equivalents) 4 in or on the target body to support life?

In most asteroids (especially C-types), there was some (or even an abundance) of organic matter. In others, especially the metamorphosed and differentiated asteroids, there was not.

For the purposes of this report, the term "preponderance of scientific evidence" is not used in a legal sense but rather is intended to connote a nonquantitative level of evidence compelling enough to research scientists in the field to support an informed judgment.

For the purposes of this report, CO2 or carbonates و an appropriate source of reducing equivalents is equivalent to "organic matter" to accommodate chemolithoautotrophs.


Spectroscopy of K-complex asteroids: Parent bodies of carbonaceous meteorites?

This is the first focused study of non-Eos K asteroids. We have observed a total of 30 K-complex objects (12 K-2 Sk- and 13 Xk-type asteroids (from the Bus taxonomy), plus 3 K-candidates from previous work) and we present an analysis of their spectral properties from 0.4 to 2.5 μm. We targeted these asteroids because their previous observations are spectrally similar enough to suggest a possible compositional relationship. All objects have exhibited spectral redness in the visible wavelengths and minor absorptions near 1 micron. If, as suggested, K-complex asteroids (including K, Xk, and Sk) are the parent bodies of carbonaceous meteorites, knowledge of K-asteroid properties and distribution is essential to our understanding of the cosmochemical importance of some of the most primitive meteorite materials in our collection. This paper presents initial results of our analysis of telescopic data, with supporting analysis of laboratory measurements of meteorite analogs. Our results indicate that K-complex asteroids are distinct from other main belt asteroid types (S, B, C, F, and G). They do not appear to be a subset of these other types. K asteroids nearly span the range of band center positions and geometric albedos exhibited by the carbonaceous chondrites (CO, CM, CV, CH, CK, CR, and CI). We find that B-, C-, F- and G-type asteroids tend to be darker than meteorites, and can have band centers longer than any of the chondrites measured here. This could indicate that K-complex asteroids are better spectral analogues for the majority of our carbonaceous meteorites than the traditional B-, C-, F- and G-matches suggested in the literature. This paper present first results of our ongoing survey to determine K-type mineralogy, meteorite linkages, and significance to the geology of the asteroid regions.


Differentiation: chondrites & achondrites

When I first started learning about meteorites, I seemed to always be getting the terms "equilibrated" and "differentiated" mixed-up. Both terms can seem to describe a similar process at first glance, even while they are really quite different. If you've ever found it difficult to keep these terms straight, or just want to learn a little something about planetary science, this is pretty good place to start.

A good understanding of what differentiation actually is, will likely resolve the confusion. I'll get into the term 'equilibrated' in another post that tackles 'chondrites'. For this post though, we'll stick to the process of differentiation.

Keeping it simple, differentiation, also known as 'planetary differentiation' is the process of an asteroid accreting (growing) to the point that most of the metal distributed throughout its mass is pulled by gravity to its center to form a 'core'. This leaves the lighter rocky material to float above the iron-nickel core forming a 'mantle'. This little bit of information is a keyhole that allows us to glimpse just how intertwined planetary science and meteorites truly are.

So, what is a meteorite really? A meteorite is just a piece of an asteroid or planet that strikes another asteroid or planet, often ejecting bits of what it hit out into space. In a seemingly never ending cycle of cause-and-effect, one meteorite begets another meteorite and so on and so forth. This means a meteorite will either be ejected from a larger differentiated parent body or a smaller undifferentiated parent body.

Leaving out massive collisions that utterly destroy one or both of the bodies involved in a cosmic smashup, a meteorite will generally originate from the surface of an asteroid or planet it's ejected from. If the metal has been gravitationally pulled to the center to form a core, there will logically not be much metal in a meteorite originating from its surface.

Of all the types of meteorites known to us here on Earth, the most commonly found are known as 'chondrites'. There are many different kinds of chondrites, but the one thing nearly all of them share in common is something known as a 'chondrule'. All chondrites are essentially made of chondrules stuck together during the process of accretion and are considered to be undifferentiated. This is because their parent bodies have not undergone the process where metal separates (or differentiates) from silicates to form a core and mantle, a process that also destroys (or encrypts) the chondrules.

Any meteorite that is not a chondrite is technically an 'achondrite'. The prefix "a" will typically indicate "without" in scientific terms. So a meteorite with the designation of 'achondrite' signifies a meteorite that has no chondrules. This is important to note when trying to get a handle on differentiation because it is this very process of differentiation that creates the achondrites. And conversely if an asteroid never gets big enough to undergo the process of differentiation, it remains chondritic.

If we accept the idea that the entire Solar System was created or 'accreted' from the same giant molecular cloud of gas and dust particles, then we can make the leap to say that until any given accreted body in our Solar System grows large enough to undergo differentiation, it remains a potential chondritic meteorite parent body. When one of these same chondritic bodies in our Solar System grows large enough to undergo the process of differentiation, it can no longer produce chondritic meteorites, transforming instead into a potential achondrite parent body.

This is an extremely simplistic way of looking at planetary differentiation that does not take volatiles and gasses into account. It's also a very meteorite-centric way of looking at the Solar System and it's otherwise very diverse group of asteroids and planets. However, it is essentially a valid and useful distinction.

When ejecta is created by an impact event, some of which is ultimately destined to become a meteorite when it hits the Earth, if it is ejected from the surface of a smaller asteroid that hasn't undergone differentiation, it will be a chondrite. This means that as a rule all chondrites are undifferentiated because their parent bodies have not undergone the process of differentiation and their chondrules remain intact.

When ejecta from the surface of a larger asteroid or planet that has undergone differentiation hits the Earth, it will have had most if its metal removed and chondrules eliminated, making it an achondrite.

This, in a very simplified nutshell, is the process of differentiation and how it relates to the distinction between chondritic and achondritic meteorites.


Excess of l over د Structures

Researchers had previously reported small excesses of l over د structures in amino acids in carbonaceous chondrites. Glavin and colleagues confirm these excesses (see graph below). It appears that the percentage of l -isovaline is greater in the more aqueously altered chondrites. Orgueil, SCO 06043, GRO 95577, and Murchison all have l excesses well outside experimental uncertainties (shown by the bars in the figure). In the other, less altered samples, the l excess is zero within experimental uncertainty. A concern with an l excess is that it is caused by contamination once the meteorite landed on Earth, where amino acids are almost entirely l . However, in a 2009 paper, Daniel Glavin and Jason Dworkin address the analytical and contamination issues in detail. They conclude that contamination of the interiors of the meteorite samples is unlikely the l -isovaline excess is of extraterrestrial origin and not an analytical artifact. They also point out that the concentrations of isovaline on Earth are very small. Contamination of the other amino acids is thus more likely, and those that make up proteins have l / د of 1, indicating no contamination.

Glavin and coworkers conclude that the processes involved in aqueous alteration cause the l -isovaline excesses. Researchers had thought that the small excesses measured previously were caused by pre-accretion processes in the solar nebula, such as irradiation with ultraviolet light. While possible, the correlation between aqueous alteration and l excess indicates a role for alteration by water in the parent asteroids of carbonaceous chondrites.

This chart shows l excess  [ l /( د + l ) isovaline, expressed as percent]  for each chondrite studied, listed in decreasing amount of aqueous alteration from left to right. Experimental uncertainties are shown by the bars and are based on standard deviations of between 8 and 23 analyses for each chondrite. The four samples on the right are not enriched in l -isovaline within experimental uncertainties. The four on the left are clearly enriched.


Researchers support naming a new CY group of carbonaceous chondrite meteorites that may be similar to near-Earth asteroid Ryugu, the target of sample return in December 2020.

Ashley J. King (Planetary Materials Group, Natural History Museum, London) and colleagues analyzed six carbonaceous chondrites that share mineralogical, textural, and chemical similarities that are enough, they say, to warrant designation as a distinct, new chemical group, the CYs ("Yamato-type"). This was a conclusion also expressed in 1992 by Yukio Ikeda (Ibaraki University, Japan) who reported results from a consortium research effort on the inaugural three samples of the group, which were shown to have distinct oxygen isotopic compositions but some mineralogical and chemical similarities to CI and CM groups.

The meteorites were collected in Antarctica by the National Institute of Polar Research of Japan. Listed in the official Meteoritical Database currently as either CI or ungrouped hydrated (of petrologic type 1 or 2), these meteorites are among the most aqueously altered types. Data links from the Meteoritical Database:
Yamato 82162, Yamato 86029, Yamato 980115, Yamato 86720, Yamato 86789, and Belgica 7904.

One of the shared characteristics of this group of meteorites is the depletion of volatile elements relative to the concentrations in CI chondrites. This plot shows trace element concentrations in the six meteorites designated as the CY group (blue and green lines) compared to the average abundances for CM chondrites (red line) relative to CI chondrites.


The carbonaceous chondrite meteorites in this study record a period of intense aqueous alteration that was followed by at least one thermal metamorphic event at temperatures greater than 500 degrees Celsius. Moreover, King and coauthors say the short cosmic-ray exposure ages (≤ 1.3 million years) suggest these meteorites are from a near-Earth source. They point to a relationship of CY chondrites to C-type asteroids and suggest CY chondrites are good analogues for asteroid 162173 Ryugu. This idea will soon be tested! The Japan Aerospace Exploration Agency's Hayabusa2 spacecraft has finished sampling Ryugu and is en route to Earth, scheduled to release its re-entry capsule holding its collection of asteroid regolith to us in December 2020.

See Reference:
·   King, A. J., Bates, H. C., Krietsch, D., Busemann, H., Clay, P. L., Schofield, P. F., and Russell, S. S. (2019) The Yamato-type (CY) Carbonaceous Chondrite Group: Analogues for the Surface of Asteroid Ryugu? Geochemistry, doi: 10.1016/j.chemer.2019.08.003. [abstract]

See also:
·   Ikeda, Y. (1992) An Overview of the Research Consortium, "Antarctic Carbonaceous Chondrites with CI Affinities, Yamato-86720, Yamato-82162, and Belgica-7904," Procedings NIPR Symp. Antarctic Meteorites, v. 5, p. 49-73.
·   Jaumann, R. and 49 others (2019) Images from the Surface of Asteroid Ryugu Show Rocks Similar to Carbonaceous Chondrite Meteorites, Science, v. 365(6455), p. 817-820, doi: 10.1126/science.aaw8627. [abstract]
·   Kitazato, K. and 65 others (2019) The Surface composition of Asteroid 162173 Ryugu from Hayabusa2 Near-infrared Spectroscopy, Science, v. 364(6437), p. 272-275, doi: 10.1126/science.aav7432. [abstract]


Written by Linda Martel, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology, for PSRD.


الملخص

The composition of asteroids and their connection to meteorites provide insight into geologic processes that occurred in the early Solar System. We present spectra of the Nightingale crater region on near-Earth asteroid Bennu with a distinct infrared absorption around 3.4 micrometers. Corresponding images of boulders show centimeters-thick, roughly meter-long bright veins. We interpret the veins as being composed of carbonates, similar to those found in aqueously altered carbonaceous chondrite meteorites. If the veins on Bennu are carbonates, fluid flow and hydrothermal deposition on Bennu’s parent body would have occurred on kilometer scales for thousands to millions of years. This suggests large-scale, open-system hydrothermal alteration of carbonaceous asteroids in the early Solar System.

This is an article distributed under the terms of the Science Journals Default License.


شاهد الفيديو: حزام الكويكبات (شهر اكتوبر 2021).