Astronomie

Asteroiden vom Typ C und kohlenstoffhaltige Chondrit-Meteoriten

Asteroiden vom Typ C und kohlenstoffhaltige Chondrit-Meteoriten


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Ich habe mich nur gefragt, was ist die Beziehung zwischen C-Typ-Asteroiden und kohlenstoffhaltigen Chondriten (CC)-Meteoriten? Stammen CC-Meteoriten von Asteroiden des Typs C?


Der Unterschied zwischen Asteroiden, Kometen und Meteoren wird in Was ist der Unterschied zwischen Asteroiden, Kometen und Meteoren?

Einige Gruppierungen von Asteroiden wurden mit Meteoritentypen korreliert:

C-Typ – kohlenstoffhaltige Chondrit-Meteoriten
S-Typ - Steinmeteoriten
M-Typ - Eisenmeteorite
V-Typ - HED-Meteoriten

Die Klassifikationen der Asteroiden vom Typ S und C stammen aus der von David Tholen vorgeschlagenen Taxonomie.

Meteore werden allgemein als Asteroiden betrachtet, die in die Erdatmosphäre eintreten. Meteoriten sind Meteoritenreste, die den Boden erreichen. Im Wesentlichen beginnen kohlenstoffhaltige Chondrit-Meteor(ite) als C-Typ-Asteroiden; sie sind aus dem gleichen stoff.


Asteroid vom C-Typ

C-Typ (kohlenstoffhaltig) Asteroiden sind die häufigste Sorte und bilden etwa 75% der bekannten Asteroiden. [1] Sie zeichnen sich durch eine sehr niedrige Albedo aus, da ihre Zusammensetzung neben Gesteinen und Mineralien eine große Menge Kohlenstoff enthält. Sie treten am häufigsten am äußeren Rand des Asteroidengürtels auf, 3,5 Astronomische Einheiten (AE) von der Sonne entfernt, wo 80% der Asteroiden von diesem Typ sind, während nur 40% der Asteroiden in 2 AE von der Sonne vom C-Typ sind . [2] Der Anteil der C-Typen kann sogar größer sein, da C-Typen viel dunkler (und daher weniger nachweisbar) sind als die meisten anderen Asteroidentypen, mit Ausnahme von D-Typen und anderen, die sich meist am äußersten äußeren Rand von befinden der Asteroidengürtel.


Entwicklung der Erde

9.10.4.2 Geologische Aufzeichnungen

Kohlenstoffhaltige Chondrite mit ihrer Mischung aus Smektit-Ton und einer Vielfalt reduzierter organischer Verbindungen ( Pizzarello et al., 2001 ) sind Beweise für die abiotische Synthese organischer Verbindungen in Gegenwart von Ton und reduzierten Eisenmineralien wie Siderit früh während der Entstehung der Sonnensystem. Die kohlenstoffhaltige tonige Matrix datiert nach Olivin-Chrondulen mit einem Alter von 4,56 Ga (Amelin et al., 2002) und älter als querschneidende Calcit- (Endress et al., 1996) und Halit (Whitby et al., 2000) nicht jünger als 4,51 Ga Die charakteristische Kohlenstoffisotopenfraktion von Rubisco, einem wichtigen Enzym in der Photosynthese, wird durch leichte Kohlenstoffisotopenverhältnisse von amorpher organischer Substanz im 3,8 Ga Isua-Grünsteingürtel Westgrönlands angezeigt (Rosing und Frei, 2004), und Mikrofossilien, die mit Cyanobakterien vergleichbar sind, sind gefunden in Hornstein aus dem 3,5 Ga Apex Chert der Warrawoona Group in der Nähe von Marble Bar, Western Australia (Schopf, 1983). Somit ereignete sich der Ursprung des Lebens während des 700 Millionen Jahre langen Intervalls zwischen 4,5 und 3,8 Ma oder ungefähr den ersten 15% der Geschichte unseres Planeten. Diese Periode ist ein dunkles Zeitalter in der Erdgeschichte, dessen Sedimentaufzeichnungen durch Metamorphose und Subduktion ausgelöscht wurden. Mond- und Marsoberflächen aus dieser frühen Zeit in der Geschichte des Sonnensystems zeigen auch, dass ein weiterer Grund für den Mangel an geologischen Aufzeichnungen die starke Bombardierung größerer Planeten durch Planetesimale und andere Trümmer des sich entwickelnden Sonnensystems war. Es wird angenommen, dass einer dieser sehr großen Einschläge mit etwa 4,4 Ga unseren Mond aus einem marsgroßen Impaktor ('Theia') geschaffen hat, der sich selbst und einen großen Teil der Erde schmilzt ( Halliday, 2004 ). Das Aufschmelzen von Gesteinen hätte sowohl das Leben als auch jeglichen Vorläuferton oder organisches Material zerstört (Maher und Stevenson, 1988). Ein weiterer Widerstand gegen das Leben und seine Vorläufer in Oberflächenumgebungen wären ultraviolette und andere Formen proteindenaturierender Strahlung einer jungen Sonne, die von einer vollständig ausgebildeten Atmosphäre und Ozonschicht ungefiltert war (Sagan und Pollack, 1974).


Der einzigartige Flensburger kohlenstoffhaltige Chondrit-Meteorit

Flensburger Meteorit mit schwarzer Schmelzkruste. Bildnachweis: A. Bischoff und M. Patzek, Universität Münster.

Der Flensburger Meteorit fiel am 12. September 2019 auf die Erde, als Hunderte von Augenzeugen aus den Niederlanden, Belgien, Deutschland, Dänemark und dem Vereinigten Königreich beobachteten. Einen Tag, nachdem der Feuerball am Tageshimmel gesehen wurde, wurde im Garten eines Hauses in Flensburg, Deutschland, nahe der Grenze zu Dänemark ein kleiner, 24,5 Gramm schwerer Meteorit gefunden. Der Hausbesitzer meldete die Entdeckung des Meteoriten der International Meteor Organization.

Der Flensburger Meteorit wurde von einer von Addi Bischoff von der Universität Münster (Deutschland) koordinierten kosmochemischen Forschungsgruppe mit beteiligten Wissenschaftlern aus Europa, Australien und den USA untersucht. Das Team führte umfangreiche Laboranalysen durch, um die mineralogische, chemische und isotopische Zusammensetzung des Meteoriten zu beschreiben. Dieser Meteorit wird als eine einzigartige Art von kohlenstoffhaltigem Chondrit klassifiziert, einer Klasse von Meteoriten, von denen angenommen wird, dass sie die primitivsten, flüchtigsten Materialien des frühen Sonnensystems darstellen. Gut erhaltene Proben von kohlenstoffhaltigen Chondriten (CC) sind in Meteoritensammlungen relativ selten, teilweise weil es sich um zerbrechliche (schwache) Gesteine ​​handelt, die den Durchgang durch die Erdatmosphäre möglicherweise nicht überleben. Die innere Struktur des Flensburger Meteoriten besteht aus Relikt-Chondren, Clustern von Sulfid- und Magnetitkörnern und Karbonatmineralen in einer feinkörnigen Matrix, die von hydratisierten Schichtsilikatmineralien und organischen Verbindungen dominiert wird. Mangan-Chrom (53 Mn-53 Cr) Altersdatierungen der Karbonate in Flensburg zeigen, dass weniger als drei Millionen Jahre nach der Bildung der ersten Festkörper im Sonnensystem wässrige Veränderungen auf seinem Mutterkörper auftraten. Diese Proben stellen die ältesten Karbonate dar, die in Meteoriten analysiert wurden, in denen sehr frühe wässrige Aktivität erhalten wurde. Auch andere chemische und isotopische Zusammensetzungen von Flensburg weisen darauf hin, dass es im Vergleich zu bekannten CC-Meteoritengruppen einzigartig ist.

Der Flensburger Meteorit könnte einen der vielen kleinen, wasserreichen Mutterkörper untersuchen, die in der Frühgeschichte des Sonnensystems Wasser zur Erde lieferten. Die Untersuchung von Flensburg wird auch für die Interpretation von Proben von Bedeutung sein, die von den Raumsonden Hayabusa2 und OSIRIS-REx von den Asteroiden Ryugu und Bennu zurückgegeben wurden. Ryugu und Bennu sind Asteroiden vom C-Typ, von denen angenommen wird, dass sie CCs ähnlich sind, und beide weisen Hinweise auf das Vorhandensein hydratisierter Mineralien wie in Flensburg auf. Die Entdeckung einzigartiger CCs wie Flensburg erweitert unser Wissen über die Vielfalt von CC-Materialien im Sonnensystem und hat das Potenzial, geeignete Analoga für C-Typ-Asteroiden wie Ryugu und Bennu bereitzustellen. WEITERLESEN


Chondrite bilden die häufigste Art von steinigen Meteoriten (die andere Hauptart sind als Achondrite bekannt) und machen etwa 86% aller Meteoritenfälle aus. Sie enthalten typischerweise Chondren, millimetergroße Körner aus Silikatmaterial, von denen angenommen wird, dass sie direkt aus dem Sonnennebel kondensiert sind und seit ihrer Entstehung im frühen Sonnensystem im Wesentlichen unverändert geblieben sind.

Abgesehen von der Abwesenheit von Wasserstoff und Helium ist die primäre chemische Zusammensetzung der Chondrite die gleiche wie die des ursprünglichen Sonnennebels, was darauf hindeutet, dass sie seit ihrer Entstehung keine längere oder extreme Erwärmung erfahren haben. Dies deutet darauf hin, dass sie von undifferenzierten Objekten, wie kleineren Asteroiden, stammen, und die beobachteten Variationen in der Zusammensetzung wurden höchstwahrscheinlich dadurch festgestellt, dass der Mutterkörper aus dem Sonnennebel in unterschiedlichen Entfernungen von der Sonne akkretiert wurde.

Diese Zusammensetzungsvariationen ermöglichen es, Chondrite in drei Hauptgruppen zu unterteilen:

  1. Kohlenstoffhaltige Chondrite sind die unberührtesten und zeigen keine Anzeichen dafür, dass sie jemals erhitzt wurden. Sie können bis zu 20 Gew.-% Wasser sowie erhebliche Mengen an Kohlenstoff (vorwiegend als organische Verbindungen wie Aminosäuren vorhanden) und oxidierte Elemente enthalten. Mit dem höchsten Anteil an flüchtigen Elementen stammen sie vermutlich von Asteroiden, die in relativ großen Entfernungen von der Sonne angesammelt wurden.
  2. Gewöhnliche Chondrite enthalten auch oxidierte und flüchtige Elemente, jedoch in geringerem Maße als die kohlenstoffhaltigen Chondrite. Ihre Mutter-Asteroiden sollen sich im inneren Asteroidengürtel gebildet haben.
  3. Der Hauptelementarbestandteil von Enstatit-Chondriten ist Eisen in seinem metallischen oder sulfidischen Zustand. Dies steht im Gegensatz zu gewöhnlichen und kohlenstoffhaltigen Chondriten, in denen Eisen hauptsächlich als Oxide vorliegt und in Silikaten gebunden ist. Der hohe Metall- und niedrige Sauerstoffgehalt der Enstatit-Chondriten deutet darauf hin, dass diese Meteoriten möglicherweise aus dem inneren Sonnensystem stammen.

Obwohl ihre primäre Zusammensetzung der des Sonnennebels entspricht, wurde die chemische und isotopische Zusammensetzung der Chondrite durch sekundäre Prozesse verändert. Der Grad der Veränderung des Chondrits wird durch eine ganze Zahl zwischen 1 und 7 angegeben. Insbesondere wurden die Chondrit-Typen 1 und 2 in Gegenwart von reichlich Wasser chemisch verändert, während die Typen 3 bis 7 zunehmend mehr hitzeinduzierte Veränderungen der sowohl die Chondren als auch der Chondrit selbst.

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Bewertung des biologischen Potenzials in Proben, die von planetarischen Satelliten und kleinen Sonnensystemkörpern zurückgegeben wurden: Rahmen für die Entscheidungsfindung (1998)

Asteroiden sind wie Kometen die Restpopulation von Planetesimalen - diesen kleinen Urkörpern, aus denen sich die Planeten angesammelt haben. Gängige Asteroidentypen sind in Tabelle 4.1 beschrieben. Im Allgemeinen handelt es sich bei den in Betracht gezogenen Asteroiden um Relikte von Planetesimalen, die innerhalb und außerhalb des Asteroidengürtels (der sich zwischen 2,2 und 3,2 AE von der Sonne befindet) gebildet wurden, so weit von der Sonne entfernt wie die Trojaner, die in Jupiterentfernung umkreisen. Diejenigen, die an weiter entfernten Orten gebildet werden, werden normalerweise Kometen genannt oder zumindest als solche angesehen. Dieses Kapitel untersucht den Ursprung, die Zusammensetzung und die Umweltbedingungen von drei Hauptklassen von Asteroiden: undifferenzierte, primitive (C-Typ) Asteroiden undifferenzierte metamorphisierte Asteroiden und differenzierte Asteroiden.

Die historischen Definitionen von Asteroiden beziehen sich auf das Fehlen oder Vorhandensein von „Kometenaktivität“, die flüchtige Verbindungen (insbesondere Wassereis) in der Nähe oder an der Oberfläche des Objekts erfordert. Watson et al. (1963) zeigten, dass Wassereis leicht in sublimiert Zeiträume, die im Vergleich zum Alter des Sonnensystems bis in die Entfernung des Jupiters kurz sind. Daher ist zu erwarten, dass Objekte, die aus einer ursprünglichen Mischung von Eis und feuerfestem Material in asteroidaler Entfernung von der Sonne bestehen, Oberflächeneis verloren haben und ruhende "Asteroiden" sind. " wohingegen Objekte, die von weit entfernteren Speicherorten (Kuipergürtel, Streuscheibe und Oortsche Wolke) in das innere Sonnensystem abgelenkt werden, solche flüchtigen Stoffe auf oder in der Nähe ihrer Oberfläche zurückhalten und "kometäre" Aktivität (Koma und Schweif) ​​zeigen, bis sie gelebt haben seit einigen tausend Jahren im inneren Sonnensystem.

Während aus diesem Grund das Fehlen oberflächennaher flüchtiger Stoffe nicht die Abwesenheit von flüchtigen Stoffen in der Tiefe innerhalb von Asteroiden garantiert, bestimmen andere Faktoren, ob Asteroiden nennenswerte Mengen an flüchtigen Stoffen aufweisen oder hatten. Innerhalb einiger Sonnenentfernung können flüchtige Stoffe niemals in Planetesimalen kondensiert sein. Es bleibt eine Frage der Vermutung und der aktuellen Forschung, wo diese Grenze existierte (z. B. wurde die Erde "nass" gebildet [z. B. Dreibus und Wänke, 1987] oder wurden alle ihre flüchtigen Bestandteile von spät-akkretierenden Planetesimalen abgeleitet [Chyba, 1987], z , Kometen, von viel weiter draußen?). Darüber hinaus trocknete die nachfolgende thermische Entwicklung – vielleicht abhängig von der Körpergröße und/oder der Entfernung von der Sonne – einige Asteroiden aus, vielleicht trockneten sie die meisten Asteroiden aus. Andere Prozesse (z. B. der effiziente megaregolithische Umsturz von Trümmerhaufen-Asteroiden durch wiederholte Kollisionen) könnten ebenfalls die Sublimation flüchtiger Stoffe ermöglicht haben. Spektralreflexionsstudien und andere Fernerkundungstechniken zeigen, dass einige Asteroiden wahrscheinlich aus einer trockenen Reihe von Mineralien (z. B. Metallkörpern) bestehen. Obwohl es nur Vermutungen gibt, wären die meisten Forscher nicht überrascht, wenn viele Asteroiden von der Mitte des Asteroidengürtels bis zu den Trojanern nach seltenen katastrophalen, störenden Kollisionen kurz wie Kometen aussehen würden, die vergrabene flüchtige Stoffe freilegen würden. (Ein kleiner, aber bedeutender Teil der Objekte, die als Asteroiden bezeichnet werden, insbesondere solche in erdnahen Umlaufbahnen, können ruhende oder tote Kometen sein.)

Fast zwei Jahrhunderte lang schien es der wissenschaftlichen Gemeinschaft vernünftig, dass Meteoriten von Asteroiden stammen könnten. Aber noch in den 1970er Jahren waren keine physikalischen Mechanismen für den Transport von Asteroidenfragmenten zur Erde bekannt. Zum Beispiel würden Kollisionen, die ausreichen, um solch drastische Bahnänderungen zu erzeugen, stattdessen das Asteroidenmaterial verdampfen. Das Problem ist nun bis auf die Details gelöst (Wisdom, 1985). Im gesamten Asteroidengürtel gibt es Zonen, in denen resonante Gravitationsstörungen durch Planeten, hauptsächlich Jupiter und Saturn, dynamisch chaotische Zonen bilden. Wenn Inter-Asteroiden-Kollisionen in der Nähe der Grenzen dieser Zonen Fragmente in sie senden, werden die Exzentrizitäten der Umlaufbahn schnell erhöht und die Fragmente kreuzen die Umlaufbahnen der anderen Planeten und einschließlich der Erde. Fragmente erreichen die Erde hauptsächlich aus den inneren Teilen des Asteroidengürtels, insbesondere in der Nähe der 3:1-Kommabilität mit Jupiter (die im äußeren Gürtel erreichen zuerst Jupiter und werden im Allgemeinen aus dem Sonnensystem ausgestoßen). Erddurchquerende Asteroiden haben oft weiterhin Aphelie im Asteroidengürtel und erleiden daher weiterhin Kollisionen mit Hauptgürtel-Asteroiden. Die kleineren Fragmente, die als Meteoriten auf die Erde treffen, resultieren aus einer mehrgenerationen Kollisionskaskade und stammen sowohl direkt aus den Resonanzen im Hauptgürtel als auch aus Kraterbildung und Kollisionen mit erddurchquerenden Asteroiden.

Einige Meteoriten stammen vom Mond und vom Mars (Warren, 1994). Einige Meteoriten können von Kometen (Campins, 1997) oder von weiter entfernten Asteroiden stammen, aber bisher wurden keine als wahrscheinliche Kandidaten identifiziert, und es gibt physikalische Gründe, die dies abschwächen (die hohe Geschwindigkeit und die schwache Stärke der Kometen führen zu einer höheren Atmosphäre in der Atmosphäre). Zerfall ankommender Kometenmeteoroiden, effiziente dynamische Mechanismen zur Abgabe von asteroiden Trümmern aus Regionen jenseits der 5:2-Resonanz wurden nicht identifiziert). Die Kollisionskaskade erzeugt auch feinere Materialien, so klein wie interplanetarer Staub, der durch den Poynting-Robertson-Widerstand und andere Strahlungskräfte transportiert wird (Burns et al., 1979). Der relative Beitrag von Kometen und Asteroiden zu Partikeln unterschiedlicher Größe im interplanetaren Staubkomplex ist nicht gut bekannt, aber beide Quellen tragen zu einem signifikanten Anteil bei (Bradley et al., 1988).

TABELLE 4.1 Häufige Asteroidentypen

Undifferenzierte C-ähnliche Typen

Sehr niedrige Albedo, flach längs einer Absorptionsbande von 0,4 &mgr;m im UV und manchmal nahe 3 &mgr;m

C-ähnlich mit niedriger Albedo, aber heller, neutraler

Niedrige Albedo C-ähnlich, aber heller, starker UV

Undifferenzierte metamorphisierte Typen

Moderate Albedo, starke Absorption nahe 1 µm und 2 µm

Moderate Albedo, rötlich im sichtbaren Bereich, schwache bis mäßige Absorption nahe 1 µm und 2 µm

Differenzierte Typen

Moderate Albedo, leicht rötliche lineare Steigung

Hohe Albedo, wie S-Typen, aber stärkere und zusätzliche Absorptionen

Hohe Albedo, starke Absorption durch Olivin

Moderate Albedo, rötlich im sichtbaren Bereich, schwache bis mäßige Absorption nahe 1 µm 2 µm

Hohe Albedo, flach oder leicht rötlich

Sehr niedrige Albedo, leicht rötliche lineare Steigung

Sehr niedrige Albedo, rötliche lineare Steigung

HINWEIS: Es wurden andere Asteroidentypen definiert, die in dieser Tabelle nicht enthalten sind, z. B. F-Typen. Einige sind Unterteilungen der aufgeführten Typen. Andere sind seltene, neue Typen, die im Allgemeinen nur in der Population sehr kleiner Asteroiden zu sehen sind. Einige klassifizierte Asteroiden können für ihre Klasse atypisch sein (z. B. M-Typen mit 3 &mgr;m-Absorptionsmerkmalen) oder können unterschiedliche Meteoritenanaloga aufweisen, solange bessere Daten verfügbar sind (z Enstatitchondrite als Meteoritenanalogon).

Die frühe Geschichte der Asteroiden ist ungewiss. Es wird angenommen, dass sich ein Planet aufgrund des Einflusses des massiven Jupiter nie im Asteroidengürtel angelagert hat. Die Neigungen und Exzentrizitäten von Asteroidenbahnen bedeuten heute sicherlich, dass Asteroiden typischerweise mit Geschwindigkeiten von 5 km/s kollidieren, was zu Kraterbildung und katastrophaler Fragmentierung führt, nicht zu Akkretion. Um jedoch auf die Größe der größeren Asteroiden (Hunderte bis fast 1.000 km Durchmesser) heranzuwachsen, müssen die Geschwindigkeiten früher viel niedriger gewesen sein, wie in anderen planetaren Akkretionszonen. Es gibt große Lücken in der Verteilung von Asteroiden, wo Planetesimale einst existiert haben müssen, es aber aufgrund resonanter Störungen durch Jupiter nicht mehr gibt (dazu zählen nicht nur die Kirkwood-Kommentarabilitätslücken innerhalb des Asteroidengürtels, sondern auch die sogenannten säkularen Resonanzen, und die riesigen Raumvolumina jenseits von 3,2 AE, wo Asteroiden heute selten sind und vermutlich früh in der Geschichte des Sonnensystems beseitigt wurden). Vielleicht haben Kollisionen (und enge Gravitationsbegegnungen, wenn sie groß genug waren) von diesen jetzt verschwundenen Körpern und anderen in Jupiters Akkretionszone (von Jupiter verstreute Planetesimale) die Geschwindigkeiten der verbleibenden Hauptgürtel-Asteroiden aufgepumpt. Alternativ dazu könnten joviane Resonanzen, die in den späten Stadien des Jupiterwachstums durch die Asteroidenregion wanderten, dies getan haben, während sich asteroidale Planetesimale ansammelten, ausräumten und/oder die Geschwindigkeiten vieler Asteroiden erhöhten (Ruzmaikina et al., 1989). Die Asteroiden werden auch durch Kollisionsfragmentierung erschöpft, aber neuere Forschungen legen (aber noch nicht endgültig) nahe, dass Kollisionen bei der Zerstörung von Asteroiden ineffizient sind (Asphaug et al., 1998) und wahrscheinlich nicht mehr als eine untergeordnete Rolle bei der Reduzierung der ursprünglichen Planeten- Masse in der Asteroidenregion auf etwa 0,01 Prozent, die heute noch übrig sind.

Was auch immer das genaue Szenario für den Ursprung der Asteroiden ist, die Asteroidenpopulation ist seit mindestens 4 Milliarden Jahren ungefähr so, wie sie heute ist, wobei die größten Körper nie viel größer als die 950-km-Ceres sind. Seitdem entwickeln sich die Asteroiden durch Kollisionen allmählich weiter. Ausreichend energetische Kollisionen brechen Asteroiden in Stücke und verleihen den Fragmenten Geschwindigkeiten, die die Fluchtgeschwindigkeit überschreiten, so dass sie in ähnliche, aber getrennte heliozentrische Umlaufbahnen gelangen (Gruppen von Asteroiden in ähnlichen Umlaufbahnen werden "Familien" genannt). Den meisten Kollisionen fehlt jedoch die Energie, um einen Asteroiden zu zerstören, aber sie sind mehr als ausreichend, um seine felsigen Materialien zu zertrümmern. Daher wird erwartet, dass die meisten Asteroiden (zumindest solche mit einem Durchmesser von mehr als einigen Kilometern) in gravitativ gebundene "Trümmerhaufen" zerschmettert werden (Melosh und Ryan, 1997). Ausnahmen können die viel stärkeren Restmetallkerne von differenzierten Körpern sein (d. h. Körper, die einst so weit geschmolzen sind, dass Metall in ihre Kerne einsinkt und die am wenigsten dichten Silikate als Lava auf ihre Oberflächen ausgebrochen sind).

Es sollte beachtet werden, dass die Größenverteilung von Asteroiden so ist, dass der größte Teil der Masse (daher die kinetische Kollisionsenergie von Einschlägen) in den größten Objekten liegt. Somit wird der größte Schaden auf den größten räumlichen Skalen angerichtet, was zu grobem Schutt, analog zum lunaren Megaregolith, führt. Während auf den größeren Asteroiden oberflächliche Regolithe existieren, die dem feinkörnigen Mondregolithen ähneln könnten, werden die Innenräume von Asteroiden nicht in feinen Maßstäben "gärtnert", sondern eher durcheinander. Während also ein erheblicher Teil der Meteoriten Teile enthält, die Sonnenwindgase und kosmische Strahlenspuren enthalten, was darauf hindeutet, dass sie sich einmal für kurze Zeit in der Nähe der Oberfläche ihres Mutterkörpers befanden, muss mit einem Großteil des anderen Materials innerhalb von Asteroiden gerechnet werden nie nahe genug an der Oberfläche gewesen zu sein, um von kosmischer Strahlung sterilisiert zu werden, trotz des Kollisionswirrwarrs.

Meteoriten zeugen von den Kollisionsprozessen. Viele sind Gesteine ​​(als Brekzien bezeichnet), deren Eigenschaften die Kollisionen widerspiegeln, die die asteroidalen Gesteine ​​brechen, zerschmettern und zusammenschweißen. Obwohl manchmal lokalisiertes Schmelzen auftritt, hat das Schmelzen nur einen winzigen Teil der meteoritischen Materialien beeinflusst und war wahrscheinlich nie ausreichend, um alle oder auch nur einen wesentlichen Teil eines Asteroiden zu unterscheiden (Keil et al., 1997). Es gibt Hinweise darauf, dass einige Asteroiden auf sehr hohe Temperaturen erhitzt wurden (siehe unten), aber alles geschah sehr früh in ihrer Geschichte, vielleicht durch den Zerfall von 26 Al innerhalb der ersten Million Jahre oder so.

Sogar die verbleibenden asteroidalen Mutterkörper von Meteoriten weisen auf hohe Temperaturen hin. Einige Asteroiden wurden nicht nur bis zur geochemischen Differenzierung geschmolzen (Bildung von metallischen Kernen, Mänteln und basaltischen Krusten), sondern viele andere wurden auch bei Temperaturen, die nur wenige hundert Grad vor dem Schmelzen liegen, metamorphisiert (McSween et al., 1988) und selbst viele der primitivsten, am wenigsten entwickelten Asteroiden zeigen Anzeichen früher hoher Temperaturen. Zum Beispiel erfuhren die meisten kohlenstoffhaltigen chondritischen Meteoriten zu Beginn der Geschichte ihres Mutterkörpers ausgedehnte wässrige Veränderungen (Zolensky und McSween, 1988). Die heutigen Asteroiden sind jedoch zu klein, um nach der frühen Entstehungszeit heiße Regionen gehabt oder aufrechterhalten zu haben. (Die einzigen bekannten Meteoriten mit jungem Entstehungsalter stammen heute vom Mars.) Gelegentlich werden Asteroiden in Umlaufbahnen versetzt, die sich der Sonne nähern, was sie erhitzen würde. Solche Körper werden jedoch wahrscheinlich innerhalb weniger zerstört werden

Millionen Jahre solcher Bahnänderungen (z. B. durch Eintauchen in die Sonne oder Aufprall auf einen Planeten). Es gibt einfach kein praktikables Szenario, um in der Geschichte des Sonnensystems warme Temperaturen innerhalb eines Asteroiden aufrechtzuerhalten.

Die meisten Meteoriten, die auf der Erdoberfläche gefunden wurden, stammen von Körpern im Metermaßstab, die in den letzten Hunderttausenden bis Hunderten von Millionen Jahren von größeren Körpern (sei es in erdnahen Umlaufbahnen oder im Asteroidenhauptgürtel) freigesetzt wurden. Von solchen Meteoriten könnte man oft erwarten, dass sie durch Strahlung sterilisiert werden, je nachdem, wie lange sie als kleine, unabhängige Körper die Sonne umkreist haben. In seltenen Abständen (Tausende bis viele Millionen Jahre) ist es möglich, dass die Erde von sehr großen Körpern getroffen wird, die Hunderte von Metern bis Kilometer groß oder größer sind (z. B. Gehrels, 1994). Solche Objekte werden von der Erdatmosphäre nicht beeinflusst, und das Projektilmaterial wird beim Aufprall auf die Erdoberfläche verdampft, geschmolzen oder auf andere Weise schwer beschädigt, was wahrscheinlich dem Überleben des darin enthaltenen Lebens abträglich ist. Bei mittleren Größen und Aufprallfrequenzen gibt es jedoch Körper mit einer Größe von Metern bis Dutzenden von Metern, die ziemlich häufig auf die Erde aufprallen und Materialien, die nie kosmischer Strahlung ausgesetzt waren, ziemlich sanft an die Erdoberfläche abgeben (bei Endgeschwindigkeit). .

Bei der Erörterung verschiedener Arten von Asteroiden und Meteoriten in diesem Kapitel wird davon ausgegangen, dass es einen Teil asteroidaler Materialien gibt, die nie einer tödlichen Dosis kosmischer Strahlung ausgesetzt waren und daher ruhendes Leben enthalten können. Es bleibt jedoch die Möglichkeit, dass die natürliche Strahlung langlebiger Radionuklide ausreichen kann, um selbst in den vergrabenen, abgeschirmten Teilen von Asteroiden sterilisierte Überreste zu haben (siehe Kapitel 1 auch Clark et al., 1998). Wenn dies der Fall ist, sind viele der diskutierten potenziell gefährlichen Situationen ausgeschlossen. Die Arbeitsgruppe stellt fest, dass die meisten Asteroiden nichtflüchtiges Material von ungefähr kosmischer Zusammensetzung auf kleinen räumlichen Skalen enthalten und dass ihr Inneres einer solchen schwachen Strahlung gleichmäßig ausgesetzt gewesen wäre. Die Ausnahme wären Teile von stark differenzierten Objekten, die stark an radioaktiven Elementen verarmt sind, oder Teile von undifferenzierten Objekten, die Eistaschen enthalten.

Der Zusammenhang zwischen Asteroiden verschiedener Typen und verschiedenen Arten von Meteoriten ist unvollständig und nicht unumstritten bestimmt. Die folgenden allgemeinen Zusammenfassungen sollten für die Zwecke dieses Berichts ausreichend sein. Aufgrund des Kollisionsmischprozesses zwischen Asteroiden, bei dem ein kleiner Prozentsatz von lithischen Fragmenten (Xenolithen) aus anderen Körpern vorhanden ist, könnte man erwarten, dass fast jeder Asteroid eine kleine Komponente eines anderen Typs enthält (siehe Kapitel 2). Dieser Faktor ist nicht Im Folgenden werden nur die einheimischen Materialien der verschiedenen Arten von Asteroiden und Meteoritenmutterkörpern betrachtet.

UNDIFFERENZIERTE, PRIMITIVE (C-TYPE) ASTEROIDE

Asteroiden vom Typ C sind sehr schwarze Objekte, die typischerweise nur 3 bis 5 Prozent des einfallenden Sonnenlichts reflektieren. Sie haben Reflexionsspektren, die im gesamten sichtbaren und nahen Infrarot relativ farbneutral sind, mit Ausnahme eines auffälligen Absorptionsmerkmals (nur in einigen von ihnen vorhanden) nahe 3 &mgr;m, hauptsächlich aufgrund von Hydratationswasser (Jones et al., 1990). . Diese Merkmale sind grob typisch für Laborspektren von kohlenstoffhaltigen chondritischen Meteoriten (Feierberg et al., 1981). Es gibt geringfügige Diskrepanzen bei übereinstimmenden Meteoriten- und Asteroidenspektren und auch geringfügige Abweichungen zwischen den Asteroidenspektren, die zu zusätzlichen Klassen von Asteroiden geführt haben (G- und B-Typen werden mit den C-Typ-Asteroiden zusammengefasst).

Obwohl es nicht rigoros bewiesen ist, ist es wahrscheinlich, dass die Asteroiden des C-Typs (die im Hauptgürtel, insbesondere im mittleren und äußeren Teil, am häufigsten vorkommen) in verschiedenen Meteoritensammlungen 1 durch kohlenstoffhaltige Chondrite vertreten sind (Feierberg et al ., 1981). Die Probenahme solcher Asteroiden durch kohlenstoffhaltige Meteoriten ist wahrscheinlich eher auf Resonanzen in der Nähe des mittleren Gürtels (wie das 3:1) als auf Asteroiden des äußeren Gürtels ausgerichtet. Außerdem ist es wahrscheinlich, dass die überwiegende Mehrheit der kohlenstoffhaltigen Chondrite aus weniger als 10 . stammt C-Typ-Elternkörper, obwohl eine geringfügige Darstellung einer viel größeren Stichprobe wahrscheinlich ist. Da den relevanten spektralen Reflexionsdaten viele der ausgeprägten Absorptionsmerkmale fehlen, die für die Zusammensetzung diagnostisch sind, ist der Vergleich

C-Typ-Asteroiden werden in Meteoritensammlungen wahrscheinlich durch kohlenstoffhaltige Chondrite vom Typ 1 und 2 repräsentiert. Die kohlenstoffhaltigen Chondrite vom Typ 1 und 2 sind die wässrig alterierten Meteoriten, wie sie durch CM2 Murchison und CI1 Orgueil repräsentiert werden. Die kohlenstoffhaltigen Chondrite vom Typ 3 wie CM3 Allende weisen nur sehr geringe wässrige Veränderungen auf. Basierend auf spektralen Kriterien könnten kohlenstoffhaltige Chondrite vom Typ 3 als S-Typ-Asteroiden klassifiziert werden (Gaffey et al., 1993a, b).

zwischen kohlenstoffhaltigen chondritischen Meteoriten und C-Typ-Asteroiden ist weniger robust als bei einigen anderen Spektraltypen.

Die meisten heute beobachteten C-Typ-Asteroiden sind wahrscheinlich Fragmente von Kollisionen zwischen früheren Generationen von etwas größeren Asteroiden, obwohl die tatsächliche Größenverteilung im ursprünglichen Asteroidengürtel ungewiss ist. Die Eigenschaften kohlenstoffhaltiger Chondrite lassen vermuten, dass die Durchmesser ihrer Mutterobjekte in der Größenordnung von 100 km liegen, aber deutlich größere Objekte können nicht ausgeschlossen werden. Beachten Sie, dass der größte C-Typ heute, Ceres, einen Durchmesser von fast 1.000 km hat.

Basierend auf meteoritischen Beweisen wurden Asteroiden vom C-Typ aus Staub akkretiert, dessen chemische Zusammensetzung der des durchschnittlichen Materials des protosolaren Systems für die nichtflüchtigen Elemente nahe kam, plus flüchtiges Material in Form von Wassereis (und möglicherweise noch flüchtigerem Eis) und organische Substanz (Bunch und Chang, 1980). Die chemische und physikalische Form dieser organischen Materie ist unbekannt, aber zumindest einige waren wahrscheinlich als molekulare Fragmente in Eismänteln vorhanden, die Staubkörner bedeckten, wobei sich solche Strukturen voraussichtlich in dichten interstellaren Wolken bilden würden, wie sie das Sonnensystem hervorbrachten ( Greenberg, 1984). In diesem Sinne können Asteroiden vom C-Typ in ihrer Zusammensetzung der nichtflüchtigen Fraktion von Kometen ähneln.

Die Petrologie von kohlenstoffhaltigen Chondriten zeigt, dass zumindest einige Asteroiden vom C-Typ kurz nach der Akkretion über den Schmelzpunkt von Wassereis erhitzt wurden (Zolensky und McSween, 1988). Das Heizmittel ist nicht bekannt, könnte aber der Zerfall von frisch synthetisiertem 26 Al und/oder 60 Fe oder möglicherweise eine induktive Erwärmung durch einen starken frühen Sonnenwind gewesen sein. Das resultierende flüssige Wasser mag schließlich in den Weltraum verloren gegangen sein, aber zumindest bei den größeren Asteroiden blieb es lange genug, um eine sekundäre, hydratisierte Lithologie aus den primären wasserfreien Silikaten, Oxiden, Sulfiden und Metallen zu erzeugen, die ursprünglich vom Asteroiden akkretiert wurden (Zolensky und McSween, 1988). Das flüssige Wasser reagierte auch mit der primären organischen Substanz und erzeugte die Ernte sekundärer organischer Verbindungen, die heute in kohlenstoffhaltigen Chondriten gefunden werden (Kerridge, 1993). Die Dauer der wässrigen Aktivität ist unbekannt, theoretische Schätzungen reichen bis zu 10 8 Jahren, aber nicht länger (Grimm und McSween, 1993).

Einige Asteroiden vom C-Typ zeigen tatsächlich spektrale Beweise für hydratisierte Mineralien auf ihrer Oberfläche, während andere dies nicht tun. Es ist nicht klar, ob diejenigen, die kein Hydratationsmerkmal aufweisen, bei mäßig hohen Temperaturen dehydriert wurden oder ob sie von vornherein nie bis zum Schmelzpunkt von Eis erwärmt wurden (oder nie Wasser aufgenommen haben).

Undifferenzierte Asteroiden, insbesondere solche C-Typen, die reich an organischen Stoffen sind und Anzeichen dafür aufweisen, dass warme Temperaturen zu wässrigen Veränderungen führen, sind plausible Kandidatenumgebungen für die Entstehung und den Erhalt von Leben. Wie oben erläutert, dauerten diese Bedingungen jedoch nur für einen vorübergehenden Zeitraum nahe dem Beginn der planetaren Geschichte. Trotz zahlreicher Fehlalarme wurden in kohlenstoffhaltigen Meteoriten nie überzeugende Beweise für uralte Organismen gefunden. Es ist jedoch klar, dass die Bedingungen für die Entstehung von Leben – nämlich das Vorhandensein von flüssigem Wasser, organischer Substanz, Spurenelementen und einem Energiegradienten – auf einigen, möglicherweise den meisten C-Typ-Asteroiden zumindest vorübergehend erfüllt waren. 2 Es ist derzeit nicht bekannt, inwieweit die Population meteoritischer organischer Verbindungen der für die Herstellung eines sich selbst replizierenden Systems benötigten entspricht, aber mit dieser Einschränkung scheint es keinen Grund zu geben, auf die Entstehung von Leben in einem C-Typ-Asteroiden war ausgeschlossen. Allerdings muss die Epoche des flüssigen Wassers vor mehr als 4 Gyr geendet haben (Grimm und McSween, 1993), und so stellt sich die Frage, ob das entstandene Leben überlebt haben könnte oder nicht. Wie oben für alle Asteroiden argumentiert, wurden offensichtlich Teile der C-Typ-Asteroiden vor äußerer kosmischer Strahlung abgeschirmt. Im Inneren solcher Körper gibt es eine geringe Radioaktivität von langlebigen Radionukliden, die wahrscheinlich schlafende Wesen, die von nichtflüchtigem Material kosmischer Zusammensetzung umgeben sind, sterilisieren würden. 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 und 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 und 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 d Structures

Researchers had previously reported small excesses of l over d 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 / d 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 /( d + 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]

Siehe auch:
·   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.


Abstrakt

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.


Schau das Video: Was unterscheidet einen #Asteroiden von einem #Kometen und #Meteoriten? futurezone (Juni 2022).


Bemerkungen:

  1. Tetaur

    Genau du hast recht

  2. Math

    Herzlichen Glückwunsch, großartige Idee und zeitnah

  3. Kagashura

    Ich habe nicht sehr gut verstanden.

  4. Garson

    Ich denke, dass Sie nicht Recht haben. Ich schlage vor, es zu diskutieren. Schreiben Sie mir in PM, wir werden kommunizieren.

  5. Corcoran

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