Astronomie

Astéroïdes de type C et météorites à chondrite carbonée

Astéroïdes de type C et météorites à chondrite carbonée


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Je me demandais simplement quelle est la relation entre les astéroïdes de type C et les météorites à chondrite carbonée (CC) ? Les météorites CC proviennent-elles d'astéroïdes de type C ?


La différence entre les astéroïdes, les comètes et les météores est discutée dans Quelle est la différence entre les astéroïdes, les comètes et les météores ?

Certains groupements d'astéroïdes ont été corrélés avec des types de météorites :

Type C - Météorites à chondrite carbonée
Type S - Météorites pierreuses
Type M - Météorites de fer
Type V - Météorites HED

Les classifications des astéroïdes de type S et C proviennent de la taxonomie proposée par David Tholen.

Les météores sont généralement considérés comme des astéroïdes qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre. Les météorites sont des restes de météores qui atteignent le sol. Donc, essentiellement, les météores de chondrite carbonées commencent comme des astéroïdes de type C; ils sont faits de la même matière.


Astéroïde de type C

type C (carboné) astéroïdes sont la variété la plus courante, formant environ 75 % des astéroïdes connus. [1] Ils se distinguent par un albédo très faible car leur composition comprend une grande quantité de carbone, en plus des roches et des minéraux. Ils se produisent le plus fréquemment au bord externe de la ceinture d'astéroïdes, à 3,5 unités astronomiques (UA) du Soleil, où 80% des astéroïdes sont de ce type, alors que seulement 40% des astéroïdes à 2 UA du Soleil sont de type C. . [2] La proportion de types C peut en fait être supérieure à cela, car les types C sont beaucoup plus sombres (et donc moins détectables) que la plupart des autres types d'astéroïdes, à l'exception des types D et d'autres qui se trouvent pour la plupart à l'extrême bord extérieur de la ceinture d'astéroïdes.


Évolution de la Terre

9.10.4.2 Dossiers géologiques

Les chondrites carbonées, avec leur mélange d'argile smectite et leur diversité de composés organiques réduits ( Pizzarello et al., 2001 ), sont la preuve de la synthèse abiotique de composés organiques en présence d'argile et de minéraux de fer réduits tels que la sidérite au début de l'origine de la système solaire. La matrice argileuse carbonée est postérieure aux chrondules d'olivine âgés de 4,56 Ga ( Amelin et al., 2002 ) et antérieur aux veines transversales de calcite ( Endress et al., 1996 ) et de halite ( Whitby et al., 2000 ) d'au moins 4,51 Ga La fraction isotopique caractéristique du carbone du rubisco, une enzyme importante dans la photosynthèse, est indiquée par les rapports isotopiques du carbone léger de la matière organique amorphe dans la ceinture de roches vertes d'Isua de 3,8 Ga de l'ouest du Groenland (Rosing et Frei, 2004), et les microfossiles comparables aux cyanobactéries sont trouvé dans le chert du chert d'apex de 3,5 Ga du groupe Warrawoona près de Marble Bar, en Australie occidentale ( Schopf, 1983 ). Ainsi, l'origine de la vie s'est produite au cours de l'intervalle de 700 millions d'années entre 4,5 et 3,8 Ma soit environ les premiers 15% de l'histoire de notre planète. Cette période est un âge sombre dans l'histoire de la Terre, ses archives sédimentaires effacées par le métamorphisme et la subduction. Les surfaces de la Lune et de Mars datant de cette époque précoce de l'histoire du système solaire révèlent également une autre raison de la rareté des archives géologiques : le bombardement intensif de planètes plus grandes par des planétésimaux et d'autres débris du système solaire en évolution. On pense que l'un de ces très gros impacts à environ 4,4 Ga a créé notre Lune à partir d'un impacteur de la taille de Mars ("Theia") se fondant lui-même et une grande partie de la Terre (Halliday, 2004). La fonte des roches par impact aurait détruit à la fois la vie et toute argile ou matière organique précurseur ( Maher et Stevenson, 1988 ). Une autre impédance à la vie et à ses précurseurs dans les environnements de surface aurait été l'ultraviolet et d'autres formes de rayonnement dénaturant les protéines provenant d'un jeune soleil non filtré par une atmosphère et une couche d'ozone entièrement formées ( Sagan et Pollack, 1974 ).


La météorite unique de chondrite carbonée de Flensburg

Météorite Flensburg avec croûte de fusion noire. Crédit : A. Bischoff et M. Patzek, Université de Münster.

La météorite Flensburg est tombée sur Terre le 12 septembre 2019, lors d'un événement observé par des centaines de témoins oculaires des Pays-Bas, de Belgique, d'Allemagne, du Danemark et du Royaume-Uni. Un jour après que la boule de feu a été vue dans le ciel diurne, une petite météorite de 24,5 grammes (0,86 once) a été trouvée dans le jardin d'une maison à Flensburg, en Allemagne, près de la frontière du Danemark. Le propriétaire a signalé la découverte de la météorite à l'International Meteor Organization.

La météorite de Flensburg a été étudiée par un groupe de recherche cosmochimique coordonné par Addi Bischoff de l'Université de Münster (Allemagne) avec des scientifiques participants d'Europe, d'Australie et des États-Unis. L'équipe a effectué des analyses approfondies en laboratoire pour décrire la composition minéralogique, chimique et isotopique de la météorite. Cette météorite est classée comme un type unique de chondrite carbonée, une classe de météorites censée représenter les matériaux les plus primitifs et les plus volatiles du système solaire primitif. Les échantillons bien conservés de chondrites carbonées (CC) sont relativement rares dans les collections de météorites, en partie parce qu'il s'agit de roches fragiles (faibles) qui peuvent ne pas survivre au passage dans l'atmosphère terrestre. La structure interne de la météorite de Flensburg se compose de chondres reliques, d'amas de grains de sulfure et de magnétite et de minéraux carbonatés dans une matrice à grains fins dominée par des minéraux phyllosilicatés hydratés et des composés organiques. La datation au manganèse-chrome (53 Mn-53 Cr) des carbonates de Flensburg montre que l'altération aqueuse de son corps parent s'est produite moins de trois millions d'années après la formation des premiers corps solides du système solaire. Ces échantillons représentent les carbonates les plus anciens analysés dans une météorite dans laquelle une activité aqueuse très précoce a été conservée. D'autres compositions chimiques et isotopiques de Flensburg indiquent également qu'il est unique par rapport aux groupes de météorites CC connus.

La météorite de Flensburg peut échantillonner l'un des nombreux petits corps parents riches en eau qui ont livré de l'eau à la Terre au début de l'histoire du système solaire. L'étude de Flensburg sera également importante pour l'interprétation des échantillons renvoyés des astéroïdes Ryugu et Bennu par les sondes Hayabusa2 et OSIRIS-REx. Ryugu et Bennu sont des astéroïdes de type C, considérés comme similaires aux CC, et tous deux montrent des preuves de la présence de minéraux hydratés comme ceux de Flensburg. La découverte de CC uniques tels que Flensburg élargit notre connaissance de la variété des matériaux CC dans le système solaire et a le potentiel de fournir des analogues appropriés pour les astéroïdes de type C tels que Ryugu et Bennu. LIRE LA SUITE


Les chondrites forment le type le plus courant de météorite pierreuse (l'autre type principal est connu sous le nom d'achondrites) et représentent environ 86% de toutes les chutes de météorites. Ils contiennent généralement des chondres, des grains de silicate de la taille d'un millimètre qui se seraient condensés directement à partir de la nébuleuse solaire, et semblent être restés essentiellement inchangés depuis leur formation au début du système solaire.

Hormis l'absence d'hydrogène et d'hélium, la composition chimique primaire des chondrites est la même que celle de la nébuleuse solaire d'origine, indiquant qu'elles n'ont pas subi de période d'échauffement prolongé ou extrême depuis leur formation. Cela suggère qu'ils proviennent d'objets non différenciés, tels que des astéroïdes plus petits, et les variations observées de composition ont très probablement été établies comme le corps parent accrété de la nébuleuse solaire à différentes distances du Soleil.

Ces variations de composition permettent de subdiviser les chondrites en trois groupes principaux :

  1. Chondrites carbonées sont les plus vierges, ne montrant aucune preuve d'avoir jamais été chauffées. Ils peuvent contenir jusqu'à 20 % d'eau en poids, ainsi que des quantités importantes de carbone (présent principalement sous forme de composés organiques tels que les acides aminés) et d'éléments oxydés. Avec la plus forte proportion d'éléments volatils, on pense qu'ils proviennent d'astéroïdes accrétés à des distances relativement grandes du Soleil.
  2. Chondrites ordinaires contiennent également des éléments oxydés et volatils, mais dans une moindre mesure que les chondrites carbonées. On pense que leurs astéroïdes parents se sont formés dans la ceinture intérieure d'astéroïdes.
  3. Le principal constituant élémentaire de Chondrites d'Enstatite est le fer à l'état métallique ou sulfuré. Ceci contraste avec les chondrites ordinaires et carbonées dans lesquelles le fer est principalement présent sous forme d'oxydes et lié dans des silicates. La teneur élevée en métal et faible en oxygène des chondrites à enstatite suggère que ces météorites pourraient provenir du système solaire interne.

Bien que leur composition primaire corresponde à celle de la nébuleuse solaire, la composition chimique et isotopique des chondrites a été altérée par des processus secondaires. Le degré d'altération de la chondrite est indiqué par un nombre entier compris entre 1 et 7. Plus précisément, les chondrites de types 1 et 2 ont été chimiquement altérées en présence d'eau abondante, tandis que les types 3 à 7 présentent progressivement plus d'altérations induites par la chaleur. à la fois les chondres et la chondrite elle-même.

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Évaluation du potentiel biologique des échantillons renvoyés par les satellites planétaires et les petits corps du système solaire : cadre pour la prise de décision (1998)

Les astéroïdes, comme les comètes, sont le reste de la population de planétésimaux et de ces petits corps primordiaux à partir desquels les planètes se sont accumulées. Les types d'astéroïdes courants sont décrits dans le tableau 4.1. Généralement, les astéroïdes considérés sont ceux qui sont des reliques planétésimaux formés dans et au-delà de la ceinture d'astéroïdes (qui se situe entre 2,2 et 3,2 UA du Soleil), aussi loin du Soleil que les chevaux de Troie, qui orbitent à la distance de Jupiter. Ceux qui se forment dans des endroits plus éloignés sont généralement appelés, ou du moins considérés comme des comètes. Ce chapitre examine l'origine, la composition et les conditions environnementales de trois grandes classes d'astéroïdes : les astéroïdes indifférenciés, primitifs (type C), les astéroïdes métamorphisés indifférenciés et les astéroïdes différenciés.

Les définitions historiques des astéroïdes se rapportent à l'absence ou à la présence d'"activité cométaire", qui nécessite des composés volatils (en particulier de la glace d'eau) près ou à la surface de l'objet. Watson et al. (1963) ont montré que la glace d'eau se sublime facilement dans périodes de temps courtes par rapport à l'âge du système solaire jusqu'à la distance de Jupiter. Par conséquent, on peut s'attendre à ce que les objets constitués d'un mélange primordial de glaces et de réfractaires formés à des distances astéroïdes du Soleil aient perdu des glaces superficielles et soient des " astéroïdes dormants, " tandis que les objets déviés dans le système solaire interne à partir d'emplacements de stockage beaucoup plus éloignés (la ceinture de Kuiper, le disque dispersé et le nuage d'Oort) retiennent ces volatiles sur ou près de leurs surfaces et montrent une activité " cométaire " (comae et queues) jusqu'à ce qu'ils aient vécu depuis des milliers d'années dans le système solaire interne.

Alors que, pour cette raison, l'absence de volatiles près de la surface ne garantit pas une absence de volatiles en profondeur dans les astéroïdes, d'autres facteurs déterminent si oui ou non les astéroïdes ont ou ont eu des quantités appréciables de volatiles. À une certaine distance solaire, les volatiles ne se sont peut-être jamais condensés dans les planétésimaux. Cela reste une question de conjecture et de recherche actuelle où cette limite existait (par exemple, la Terre a-t-elle été formée « humide » [par exemple, Dreibus et Wänke, 1987] ou tous ses volatils ont-ils été dérivés de planétésimaux à accumulation tardive [Chyba, 1987], par exemple , comètes, de beaucoup plus loin ?). De plus, l'évolution thermique ultérieure et peut-être dépendant de la taille du corps et/ou de la distance par rapport au Soleil a sans aucun doute desséché certains astéroïdes, peut-être la plupart des astéroïdes. D'autres processus (par exemple, le renversement mégarégolithique efficace d'astéroïdes en tas de décombres par des collisions répétées) pourraient également avoir permis aux volatiles de se sublimer. Des études de réflectance spectrale et d'autres techniques de télédétection montrent que certains astéroïdes sont probablement composés d'une suite sèche de minéraux (par exemple, des corps métalliques). Bien que cela soit conjectural, la plupart des chercheurs ne seraient pas surpris si de nombreux astéroïdes du milieu de la ceinture d'astéroïdes jusqu'aux chevaux de Troie ressemblaient brièvement à des comètes à la suite de rares collisions catastrophiques et perturbatrices, qui exposeraient des volatiles enfouis. (Une fraction minoritaire mais significative d'objets appelés astéroïdes, en particulier ceux en orbite autour de la Terre, peuvent être des comètes dormantes ou mortes.)

Pendant près de deux siècles, il a semblé raisonnable à la communauté scientifique que les météorites puissent provenir d'astéroïdes. Mais jusque dans les années 1970, il n'existait aucun mécanisme physique connu pour transporter des fragments d'astéroïdes vers la Terre. Par exemple, des collisions suffisantes pour produire des changements orbitaux aussi drastiques vaporiseraient plutôt le matériau astéroïdal. Le problème est maintenant résolu, à l'exception des détails (Wisdom, 1985). Tout au long de la ceinture d'astéroïdes, il existe des zones où les perturbations gravitationnelles résonantes des planètes, principalement Jupiter et Saturne, forment des zones dynamiquement chaotiques. Lorsque des collisions inter-astéroïdes près des limites de ces zones y envoient des fragments, les excentricités orbitales sont rapidement augmentées et les fragments croisent les orbites des autres planètes, y compris celle de la Terre. Les fragments atteignent la Terre principalement à partir des parties internes de la ceinture d'astéroïdes, en particulier près de la commensurabilité 3:1 avec Jupiter (ceux de la ceinture externe atteignent Jupiter en premier et sont généralement éjectés du système solaire). Les astéroïdes qui traversent la Terre continuent souvent d'avoir de l'aphélie dans la ceinture d'astéroïdes et, par conséquent, ils continuent de subir des collisions avec les astéroïdes de la ceinture principale. Les fragments plus petits qui rencontrent la Terre sous forme de météorites résultent d'une cascade de collisions multigénérationnelles et proviennent à la fois directement des résonances dans la ceinture principale et de cratères et de collisions impliquant des astéroïdes traversant la Terre.

Quelques météorites proviennent de la Lune et de Mars (Warren, 1994). Certaines météorites peuvent provenir de comètes (Campins, 1997) ou d'astéroïdes plus éloignés, mais aucune n'a jusqu'à présent été identifiée comme candidate probable, et il existe des raisons physiques qui atténuent cela (la vitesse élevée et la faible force des comètes entraînent une désintégration des météoroïdes cométaires entrants, des mécanismes dynamiques efficaces pour livrer des débris d'astéroïdes des régions au-delà de la résonance 5:2 n'ont pas été identifiés). La cascade collisionnelle génère également des matériaux plus fins aussi petits que la poussière interplanétaire, qui est transportée par la traînée de Poynting-Robertson et d'autres forces de rayonnement (Burns et al., 1979). La contribution relative des comètes et des astéroïdes aux particules de différentes tailles dans le complexe de poussière interplanétaire n'est pas bien connue, mais les deux sources contribuent pour une part significative (Bradley et al., 1988).

TABLEAU 4.1 Types d'astéroïdes courants

Types de type C indifférenciés

Albédo très faible, bande d'absorption plate de 0,4 µm dans les UV et parfois proche de 3 µm

Faible albédo semblable à C mais plus brillant, plus neutre

Faible albédo semblable à C mais plus lumineux, UV puissant

Types métamorphisés indifférenciés

Albédo modéré, forte absorption proche de 1 µm et 2 µm

Albédo modéré, rougeâtre dans le visible, absorption faible à modérée près de 1 µm et 2 µm

Types différenciés

Albédo modéré, pente linéaire légèrement rougeâtre

Albédo élevé, comme les types S mais absorptions plus fortes et supplémentaires

Albédo élevé, fortes absorptions dues à l'olivine

Albédo modéré, rougeâtre dans le visible, absorption faible à modérée près de 1 µm 2 µm

Albédo élevé, plat ou légèrement rougeâtre

Albédo très faible, pente linéaire légèrement rougeâtre

Albédo très faible, pente linéaire rougeâtre

REMARQUE : D'autres types d'astéroïdes ont été définis et ne sont pas inclus dans ce tableau, par exemple les types F. Certains sont des subdivisions des types énumérés. D'autres sont de nouveaux types rares, généralement observés uniquement parmi la population des très petits astéroïdes. Certains astéroïdes classés peuvent être atypiques de leur classe (par exemple, les types M avec des caractéristiques d'absorption de 3 µm) ou peuvent avoir des analogues de météorites différents, en attendant la disponibilité de meilleures données (par exemple, les types M non surveillés par radar pour une réflectivité radar élevée pourraient avoir des chondrites à enstatite comme analogue de météorite).

Les débuts de l'histoire des astéroïdes sont entourés d'incertitudes. On pense qu'une planète ne s'est jamais accumulée dans la ceinture d'astéroïdes à cause de l'influence du massif Jupiter. Certes, les inclinaisons et les excentricités des orbites des astéroïdes signifient aujourd'hui que les astéroïdes entrent généralement en collision à des vitesses de 5 km/sec, ce qui entraîne un cratère et une fragmentation catastrophique, pas une accrétion. Pourtant, pour atteindre la taille des plus gros astéroïdes (des centaines à près de 1 000 km de diamètre), les vitesses ont dû être autrefois beaucoup plus faibles, comme dans d'autres zones d'accrétion planétaire. Il existe d'importants écarts dans la distribution des astéroïdes là où les planétésimaux ont dû exister mais n'existent plus, en raison des perturbations résonantes de Jupiter (celles-ci incluent non seulement les écarts de commensurabilité de Kirkwood dans la ceinture d'astéroïdes, mais aussi les soi-disant résonances séculaires, et les vastes volumes d'espace au-delà de 3,2 UA où les astéroïdes sont maintenant rares et ont probablement été éliminés au début de l'histoire du système solaire). Peut-être que les collisions (et les rencontres gravitationnelles rapprochées, si elles étaient assez grandes) par ces corps maintenant disparus et d'autres dans la zone d'accrétion de Jupiter (planétésimaux dispersés par Jupiter) ont augmenté les vitesses des astéroïdes restants de la ceinture principale. Alternativement, les résonances joviennes, qui ont migré à travers la région des astéroïdes au cours des derniers stades de la croissance de Jupiter, peuvent l'avoir fait pendant que les planétésimaux astéroïdes s'accrétaient, éliminaient et/ou augmentaient les vitesses de nombreux astéroïdes (Ruzmaikina et al., 1989). Les astéroïdes sont également épuisés par la fragmentation collisionnelle, mais des recherches récentes suggèrent (mais pas encore définitivement) que les collisions sont inefficaces pour perturber les astéroïdes (Asphaug et al., 1998) et n'ont probablement joué qu'un rôle mineur dans la réduction de la planète d'origine. valeur de la masse dans la région des astéroïdes à environ 0,01 pour cent qui reste aujourd'hui.

Quel que soit le scénario précis de l'origine des astéroïdes, la population d'astéroïdes est à peu près ce qu'elle est aujourd'hui depuis au moins 4 milliards d'années, les plus gros corps n'étant jamais beaucoup plus gros que Cérès, qui mesure 950 km. Depuis lors, les astéroïdes évoluent progressivement par collisions. Des collisions suffisamment énergétiques brisent les astéroïdes en morceaux, conférant aux fragments des vitesses qui dépassent la vitesse d'échappement de sorte qu'ils entrent dans des orbites héliocentriques similaires mais séparées (les groupes d'astéroïdes sur des orbites similaires sont appelés "familles"). Cependant, la majorité des collisions manquent d'énergie pour perturber un astéroïde, mais sont plus que suffisantes pour briser ses matériaux rocheux constitutifs. Par conséquent, la plupart des astéroïdes (au moins ceux de plus de quelques kilomètres de diamètre) devraient se briser en « tas de gravats » liés gravitationnellement (Melosh et Ryan, 1997). Les exceptions peuvent être les noyaux métalliques restants beaucoup plus forts de corps différenciés (c'est-à-dire des corps qui fondaient autrefois au point que le métal s'enfonçait dans leurs noyaux et que les silicates les moins denses éclataient à leur surface sous forme de lave).

Il convient de noter que la distribution des tailles des astéroïdes est telle que la majeure partie de la masse (d'où l'énergie cinétique collisionnelle des impacts) se trouve dans les objets les plus gros. Ainsi, les dégâts les plus importants sont causés aux plus grandes échelles spatiales, résultant en des gravats grossiers, analogues au mégarégolithe lunaire. Alors que des régolithes superficiels existent sur les plus gros astéroïdes, qui peuvent être analogues au régolithe lunaire à grain fin, les intérieurs des astéroïdes ne sont pas « jardinés » à des échelles fines, mais sont plutôt brouillés. Par conséquent, alors qu'une fraction importante des météorites ont des portions qui contiennent des gaz du vent solaire et des traces de rayons cosmiques, indiquant qu'elles étaient autrefois, pendant une brève période, près de la surface de leur corps parent, une grande partie des autres matériaux contenus dans les astéroïdes doit n'avoir jamais été assez près de la surface pour être stérilisé par les rayons cosmiques, malgré le brouillage collisionnel.

Les météorites témoignent des processus de collision. Beaucoup sont des roches (appelées brèches) dont les propriétés reflètent les collisions qui brisent, brisent et soudent les roches astéroïdes. Bien qu'une fusion localisée se produise parfois, la fusion n'a affecté qu'une infime fraction des matériaux météoritiques et n'a probablement jamais été suffisante pour différencier tout, ou même une partie substantielle, d'un astéroïde (Keil et al., 1997). Il existe des preuves que certains astéroïdes ont été chauffés à des températures très élevées (voir ci-dessous), mais tout s'est produit très tôt dans leur histoire, peut-être par la désintégration de 26 Al au cours du premier million d'années environ.

Même les corps parents astéroïdes restants des météorites montrent des signes de températures élevées. Non seulement certains astéroïdes ont fondu au point de se différencier géochimiquement (formant des noyaux métalliques, des manteaux et des croûtes basaltiques), mais de nombreux autres ont également été métamorphosés à des températures de quelques centaines de degrés seulement avant la fusion (McSween et al., 1988), et même nombre des astéroïdes les plus primitifs et les moins évolués montrent des signes de températures élevées précoces. Par exemple, la plupart des météorites chondritiques carbonées ont subi une altération aqueuse étendue au début de l'histoire de leur corps parent (Zolensky et McSween, 1988). Cependant, les astéroïdes actuels sont trop petits pour avoir eu, ou pour avoir maintenu, des régions chaudes après la première période de formation. (Les seules météorites connues avec des âges de formation jeunes sont maintenant comprises comme provenant de Mars.) Les astéroïdes sont parfois délogés sur des orbites qui s'approchent du Soleil, ce qui les chaufferait cependant, de tels corps sont susceptibles d'être détruits en quelques

millions d'années d'un tel changement orbital (par exemple, en plongeant dans le Soleil ou en s'écrasant sur une planète). Il n'y a tout simplement pas de scénario viable pour maintenir des températures chaudes dans un astéroïde au cours de l'histoire du système solaire.

La plupart des météorites trouvées à la surface de la Terre proviennent de corps à l'échelle métrique qui ont été libérés de corps plus gros (que ce soit sur des orbites approchant la Terre ou dans la ceinture principale d'astéroïdes) au cours des dernières centaines de milliers à des centaines de millions d'années. On peut souvent s'attendre à ce que de telles météorites soient stérilisées par rayonnement, en fonction de la durée pendant laquelle elles ont tourné autour du Soleil en tant que petits corps indépendants. À de rares intervalles (des milliers à plusieurs millions d'années), il est possible que la Terre soit impactée par de très gros corps, qui mesurent des centaines de mètres à des kilomètres ou plus (par exemple, Gehrels, 1994). De tels objets ne sont pas affectés par l'atmosphère terrestre, et le matériau du projectile est vaporisé, fondu ou gravement endommagé lors de l'impact avec la surface de la Terre, d'une manière probablement hostile à la survie de la vie qui pourrait y être contenue. À des tailles et fréquences d'impact intermédiaires, cependant, il existe des corps de plusieurs mètres à plusieurs dizaines de mètres qui impactent la Terre assez fréquemment et peuvent livrer des matériaux, qui n'ont jamais été soumis à un rayonnement cosmique, assez doucement à la surface de la Terre (à la vitesse terminale) .

Dans la discussion des différents types d'astéroïdes et de météorites dans ce chapitre, il est supposé qu'il existe une fraction de matériaux astéroïdes qui n'ont jamais été soumis à une dose mortelle de rayonnement cosmique et peuvent donc contenir une vie dormante. Cependant, il est possible que le rayonnement naturel des radionucléides à vie longue soit suffisant pour stériliser la vie résiduelle, même dans les parties enfouies et protégées des astéroïdes (voir également le chapitre 1 Clark et al., 1998). Si tel est le cas, alors bon nombre des situations potentiellement dangereuses discutées ont été exclues. Le groupe de travail note que la plupart des astéroïdes contiennent des matériaux non volatils de composition à peu près cosmique à de petites échelles spatiales et que leurs intérieurs auraient été uniformément soumis à un rayonnement aussi faible. L'exception serait des portions d'objets fortement différenciés qui sont fortement appauvris en éléments radioactifs ou des portions d'objets indifférenciés qui contiennent des poches de glace.

L'association entre les astéroïdes de différents types et divers types de météorites a été déterminée de manière incomplète et non sans controverse. Les résumés généraux suivants devraient suffire aux fins de ce rapport. En raison du processus de mélange collisionnel entre les astéroïdes, qui entraîne la présence d'un faible pourcentage de fragments lithiques (xénolithes) provenant d'autres corps, on peut s'attendre à ce que presque tous les astéroïdes contiennent un petit composant d'un autre type (voir chapitre 2). Ce facteur est ne pas considéré dans ce qui suit, qui ne considère que les matériaux indigènes des différents types d'astéroïdes et de corps parents de météorites.

ASTÉRODES PRIMITIFS (TYPE C) NON DIFFÉRENCIÉS

Les astéroïdes de type C sont des objets très noirs, ne reflétant généralement que 3 à 5 % de la lumière solaire incidente. Ils ont des spectres de réflectance de couleur relativement neutre dans le visible et le proche infrarouge, à l'exception d'une caractéristique d'absorption importante (présente dans seulement certains d'entre eux) près de 3 µm, principalement due à l'eau d'hydratation (Jones et al., 1990) . Ces caractéristiques sont à peu près typiques des spectres de laboratoire des météorites chondritiques carbonées (Feierberg et al., 1981). Il existe des divergences mineures dans la correspondance des spectres de météorites et d'astéroïdes, ainsi que des variations mineures entre les spectres d'astéroïdes qui ont abouti à des classes supplémentaires d'astéroïdes (les types G et B sont regroupés avec les astéroïdes de type C).

Bien que cela ne soit pas rigoureusement prouvé, il est probable que les astéroïdes de type C (qui sont très largement le type le plus abondant dans la ceinture principale, en particulier les parties médiane et externe) sont représentés dans diverses collections de météorites 1 par des chondrites carbonées (Feierberg et al ., 1981). L'échantillonnage de ces astéroïdes par des météorites carbonées est susceptible d'être biaisé vers les résonances proches de la ceinture moyenne (comme le 3:1) plutôt que vers les astéroïdes de la ceinture extérieure. De plus, il est probable que la grande majorité des chondrites carbonées proviennent de moins de 10 Corps parents de type C, bien qu'une représentation mineure d'un échantillon beaucoup plus vaste soit probable. Étant donné que les données pertinentes de réflectance spectrale manquent de nombreuses caractéristiques d'absorption prononcées qui permettent de diagnostiquer la composition, la comparaison

Les astéroïdes de type C sont probablement représentés dans les collections de météorites par des chondrites carbonées pétrologiques de type 1 et 2. Les chondrites carbonées de type 1 et de type 2 sont les météorites à altération aqueuse représentées par les CM2 Murchison et CI1 Orgueil. Les chondrites carbonées de type 3 telles que CM3 Allende ne présentent que des altérations aqueuses très mineures. Sur la base de critères spectraux, les chondrites carbonées de type 3 pourraient être classées comme des astéroïdes de type S (Gaffey et al., 1993a,b).

entre les météorites chondritiques carbonées et les astéroïdes de type C est moins robuste que celle de certains autres types spectraux.

La plupart des astéroïdes de type C observés aujourd'hui sont probablement des fragments de collisions entre les générations précédentes d'astéroïdes un peu plus gros, bien que la distribution réelle de la taille dans la ceinture d'astéroïdes primordiale soit incertaine. Les propriétés des chondrites carbonées suggèrent que les diamètres de leurs objets parents sont de l'ordre de 100 km, mais des objets significativement plus gros ne peuvent être exclus. A noter que le plus gros type C aujourd'hui, Ceres, fait près de 1 000 km de diamètre.

Sur la base de preuves météoritiques, des astéroïdes de type C se sont accumulés à partir de poussière, dont la composition chimique était proche de celle de la matière moyenne du système protosolaire pour les éléments non volatils, ainsi que de matière volatile sous forme de glace d'eau (et peut-être même de glaces plus volatiles) et matière organique (Bunch et Chang, 1980). La forme chimique et physique de cette matière organique est inconnue, mais au moins une partie était probablement présente sous forme de fragments moléculaires dans des manteaux de glace recouvrant les grains de poussière, de telles structures devant se former dans des nuages ​​interstellaires denses comme celui qui a donné naissance au système solaire ( Greenberg, 1984). En ce sens, les astéroïdes de type C peuvent être de composition similaire à la fraction non volatile des comètes.

La pétrologie des chondrites carbonées révèle qu'au moins certains astéroïdes de type C ont été chauffés au-dessus du point de fusion de la glace d'eau peu de temps après l'accrétion (Zolensky et McSween, 1988). L'agent de chauffage n'est pas connu mais peut avoir été la désintégration de 26 Al et/ou 60 Fe fraîchement synthétisés, ou peut-être un chauffage inductif causé par un vent solaire précoce fort. L'eau liquide résultante a peut-être finalement été perdue dans l'espace mais, au moins dans les plus gros astéroïdes, est restée assez longtemps pour produire une lithologie secondaire hydratée à partir des silicates anhydres primaires, des oxydes, des sulfures et des métaux initialement accumulés par l'astéroïde (Zolensky et McSween, 1988). L'eau liquide a également réagi avec la matière organique primaire, produisant la récolte de composés organiques secondaires que l'on trouve aujourd'hui dans les chondrites carbonées (Kerridge, 1993). La durée de l'activité aqueuse est inconnue, les estimations théoriques vont jusqu'à 10 8 ans, mais pas plus (Grimm et McSween, 1993).

Certains astéroïdes de type C montrent en fait des preuves spectrales de minéraux hydratés à leur surface, alors que d'autres ne le font pas. Il n'est pas clair si ceux qui ne montrent pas la caractéristique d'eau d'hydratation ont été déshydratés à des températures modérément élevées, ou s'ils n'ont jamais été réchauffés au point de fusion de la glace (ou n'ont jamais incorporé d'eau) en premier lieu.

Les astéroïdes indifférenciés, en particulier les types C riches en matières organiques et qui présentent des signes de températures chaudes donnant lieu à une altération aqueuse, sont des environnements candidats plausibles pour l'origine et le maintien de la vie. Cependant, comme expliqué ci-dessus, ces conditions n'ont duré que pendant une période transitoire proche du début de l'histoire planétaire. Malgré de nombreuses fausses alarmes, aucune preuve convaincante d'organismes anciens n'a jamais été trouvée dans les météorites carbonées. Cependant, il est clair que les conditions de l'origine de la vie, à savoir la présence d'eau liquide, de matière organique, d'oligo-éléments et d'un gradient énergétique, ont été au moins temporairement réunies sur certains, peut-être la plupart des astéroïdes de type C. 2 La mesure dans laquelle la population de composés organiques météoritiques correspondait à celle nécessaire à la production d'un système d'auto-réplication n'est pas connue actuellement, mais avec cette mise en garde, il semble n'y avoir aucune raison de conclure que l'émergence de la vie dans un astéroïde de type C était exclu. Cependant, l'époque de l'eau liquide doit avoir pris fin il y a plus de 4 Gyr (Grimm et McSween, 1993), et la question est donc de savoir si une vie qui s'est formée aurait pu survivre. De toute évidence, comme indiqué ci-dessus pour tous les astéroïdes, des portions d'astéroïdes de type C ont été protégées du rayonnement cosmique externe. À l'intérieur de ces corps, il existe un faible niveau de radioactivité provenant de radionucléides à vie longue qui stériliseraient probablement les entités dormantes entourées de matériaux non volatils de composition cosmique. 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 et 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 et 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 je over ré Structures

Researchers had previously reported small excesses of je over 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 je excesses well outside experimental uncertainties (shown by the bars in the figure). In the other, less altered samples, the je excess is zero within experimental uncertainty. A concern with an je excess is that it is caused by contamination once the meteorite landed on Earth, where amino acids are almost entirely je . 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 je -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 je / 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 je excess indicates a role for alteration by water in the parent asteroids of carbonaceous chondrites.

This chart shows je excess  [ je /( + je ) 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]

Voir également:
·   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.


Abstrait

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.


Voir la vidéo: Les différents types de météorites (Février 2023).