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CI-Chondrit

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CI-Chondrite, auch C1-Chondrite, sind Steinmeteoriten, die zu den kohligen Chondriten gehören. Ihre Bedeutung liegt in ihrer Zusammensetzung begründet, welche unter sämtlichen bisher gefundenen Meteoriten der Elementhäufigkeitsverteilung in der Sonne am nächsten kommt.

Etymologie und Definition

Der Orgueil-Meteorit, aufbewahrt im MNHN in Paris

Die Bezeichnung Chondrite bezieht sich auf die in ihnen vorkommenden Chondren. Mit dem Wort Chondre (altgriechisch χόνδρος chóndros, deutsch ‚Graupe, Korn, rundliche Masse‘), bzw. Chondrule, werden millimetergroße Silikatkügelchen bezeichnet, welche in eine feinkörnige Grundmasse eingebettet sind.

Die Bezeichnung CI geht auf C für Englisch Carbonaceous chondrites (kohlige Chondrite) und I für die Typlokalität Ivuna in Tansania zurück. Die Gruppe der CI-Chondrite wird daher auch als Ivuna-Gruppe bezeichnet.

Die 1 in der Bezeichnung C1 bezieht sich auf den Typ 1 der in der Petrographie noch üblichen Van-Schmus-Wood-Klassifikation.[1] Der Typ 1 enthält im Normalfall keine Chondren.

Einführung

CI-Chondrite sind sehr seltene kohlige Chondrite, die paradoxerweise anhand des Fehlens sichtbarer Chondren definiert werden. Ihr rätselhaftes Fehlen ist anhand extensiver wässriger Alterationen zu erklären. Trotzdem bewahrten die CI-Chondrite recht genau die ursprüngliche Elementenzusammensetzung des Sonnensystems. Aus diesem Grund wurden in der Planetologie CI-Chondrite zur Standardreferenz für kosmische Häufigkeitsverteilungen. Der Orgueil-Meteorit, der Alais-Meteorit, der Ivuna-Meteorit, der Tonk-Meteorit und der Revelstoke-Meteorit erlauben uns zusammen mit CI-ähnlichen, antarktischen Proben einen Einblick in die Chemie des Frühen Sonnensystems, in die Entstehung volatiler Bestandteile und womöglich auch in die Ursprünge der frühen Bausteine des Lebens.

Fundgeschichte

Kohlige Chondrite mit einem Fundstück vom Tagish Lake (Tagish-Lake-Meteorit, ein CI2) in der Mitte

Die bisherigen Funde von CI-Chondriten lassen sich relativ schnell abzählen (vgl. Meteoritical Bulletin Database[2] und Mindat-Datenbank[3]):

  1. Der älteste Fund stammt aus dem Jahr 1806, zwei Teile eines Meteoriten waren damals bei Alais in Frankreich niedergegangen (Funde bei Saint-Étienne und Valence). Die beiden Teile des Alais-Meteoriten wogen zusammen 6 Kilogramm.
  2. 1864 erfolgte ein erneuter Niedergang in Frankreich nahe Orgueil bei Montauban. Der Orgueil-Meteorit war in 20 Bruchstücke zerfallen, die insgesamt 14 Kilogramm (das größte 10 kg) wogen.
  3. 1911 wurde in Tonk in Indien ein Meteorit gesichtet. vom Tonk-Meteoriten fanden sich mehrere kleine Fragmente, die aber insgesamt nur 7,7 Gramm wogen.[4]
  4. An der Typlokalität Ivuna in der Mbeya-Region, Tansania stürzte 1938 ein Meteorit zu Boden, der in drei insgesamt 705 Gramm schwere Bruchstücke zersprang.[5]
  5. Ein weiterer Fall ereignete sich 1965 in Revelstoke in Britisch-Kolumbien (Kanada) mit zwei Bruchstücken, die aber nur 1 Gramm schwer waren. Insgesamt lagen bis dato also nur knapp 17 Kilogramm an CI-Chondriten vor.[6]
  6. Am 12. September 2019 wurde in Teilen Belgiens, der Niederlande, Deutschlands und Großbritanniens ein Bolide gesichtet. Am folgenden Tag entdeckte ein Mann in Flensburg ein 24,5 Gramm schweren Stein in seinem Garten, der sich als CI-Chondrit herausstellte und vermutlich ein Überrest des Ereignisses vom Vortag ist (Flensburg-Meteorit).[7][8]
  7. Am Tagish Lake im Yukon Territory ging im Jahr 2000 ein Meteorit nieder, der mittlerweile zu den CI-Chondriten gezählt wird. Der Tagish-Lake-Meteorit enthält erstaunlicherweise Chondren und wird daher als CI2 geführt, zur Unterscheidung von den früheren CI1-Funden.
  8. Yamato 86737 (Y-86737), 1986 im Königin-Fabiola-Gebirge (alias ,Yamato Mountains), Antarktis gefunden, hat eine Masse von 2,81 g (CI1).[9][10]
  9. Yamato 980134 (Y-980134), 1998 ebenfalls im Königin-Fabiola-Gebirge/,Yamato Mountains gefunden, hat eine Masse von 12,2 g (CI1).[11][12]

Umklassifizierungen (akzeptierte oder vorgeschlagene):

  • Erwähnenswert ist der Fund eines Meteoriten im Verlauf der Apollo 12-Mission (1969) auf dem Mond. Der Fund wurde anfangs für einen CI-Chondrit gehalten, stellte sich jedoch dann als ein nahe verwandter CM-Chondrit heraus.
  • Ebenso wurde eine Reihe weiterer Meteoriten, die im Königin-Fabiola-Gebirge (alias ‚Yamato Mountains‘), Antarktis, gefunden wurden zunächst als CI oder CI-artig klassifiziert, und werden teilweise heute noch so geführt.[3][13] Offenbar unterlagen diese aber im Gegensatz zu gewöhnlichen CI-Meteoriten zeitweise einer kurzzeitigen thermischen Metamorphose bei Temperaturen von >500 °C (nach einer wässrigen Verwitterung). Diese Meteoriten waren erhitzt und dehydriert worden, weisen aber ansonsten eine Mineralogie auf, die sowohl dem CM- als auch dem CI-Typ kohlenstoffhaltiger Chondrite ähnelt. Untereinander zeigens sie dabei eine ähnliche Mineralogie, Textur und chemische Eigenschaften auf und scheinen daher von ihrer Entstehung her miteinander verwandt zu sein. Daher wurde für sie eine eigene Gruppe CY („Yamato-Typ“) vorgeschlagen wurde.[14][15] Davon betroffen sind u. a. die folgenden Meteoriten:

Häufigkeit

Die CI-Chondrite sind mit 7 gesicherten Funden die Gruppe mit der niedrigsten Häufigkeit innerhalb der kohligen Chondrite, von denen bisher (Stand 2019) insgesamt 1989 bekannt sind (mit allein 1133 Antarktisfunden). Ihre Häufigkeit beträgt somit nur 3,5 ‰.

Beschreibung

CI-Chondrite sind recht fragile, poröse Gesteine, die beim Durchqueren der Atmosphäre sehr leicht zerfallen. Deswegen liegen auch nur relativ kleine Bruchstücke vor. Beim Revelstoke-Fall war zwar ein riesiger Feuerball zu sehen, gefunden wurden aber, wie bereits erwähnt, nur zwei Fragmente unter einem Gramm. CI-Chondrite besitzen eine matte, schwarze Schmelzkruste, die sich oft nur sehr schwer von ihrer uniformen Matrix im Innern unterscheiden lässt. Die opake Matrix ist schwarz gefärbt aufgrund des hohen Gehalts an kohlenstoffreichem Material, feinkörnigem Magnetit und (untergeordnetem) Pyrrhotit. Sie kann auch weißgefärbte, wasserhaltige Karbonate und Sulfate führen.

Hauptmerkmal der CI-Chondrite ist das Fehlen von deutlichen Chondren (Ausnahme: Tagish Lake). Winzige Chondrenfragmente und Calcium-Aluminium-reiche Einschlüsse (engl. calcium-aluminium-rich inclusions oder abgekürzt CAI) kommen aber vor, wenn auch nur sehr selten.

Mineralogische Zusammensetzung

CI-Chondrite enthalten in ihrer Matrix folgende Minerale:

Die Ferromagnesiumminerale kommen nur isoliert vor und zeigen erstaunlicherweise keine erkennbaren Umwandlungserscheinungen.[28] Beim Montmorillonit und den Serpentinähnlichen wird jedoch davon ausgegangen, dass sie unter Wasserzufuhr aus magnesiumreichen Olivinen und Pyroxenen hervorgegangen sind[29].

Generell bestehen CI-Chondrite zu mehr als 90 Volumenprozent aus feinkörnigen Phyllosilikaten. Ihre tonreiche Grundmasse ist feinkörnig und voll kohliger Substanz. Sie enthält im Einzelnen rund 10 Gewichtsprozent Magnetit, 7 Gewichtsprozent Eisensulfide wie beispielsweise Pyrrhotit, rund 5 Gewichtsprozent Karbonate und rund 5 Gewichtsprozent Ferrihydrit mit etwas Pentlandit und anderen Mineralen. Es dominieren jedoch mit rund 65 Gewichtsprozent Verwachsungen aus Serpentin und Saponit. Magnetitframboide erscheinen ebenfalls in der Grundmasse und sind womöglich Ausfällungsprodukte einer Gel-artigen Substanz.

Die Phyllosilikate sind in CI-Chondriten gewöhnlich feinkörnig und nur von geringer Kristallinität. Jedoch treten im Alais- und im Ivuna-Meteorit gut kristallisierte Phyllosilikate durchaus in Erscheinung – oft als grobkörnige, 10 Mikrometer große Fragmente und Cluster, die jedoch im Orgueil-Meteoriten nur sehr selten vorkommen.

Nach den Phyllosilikaten ist Magnetit das zweithäufigste Mineral in CI-Chondriten. Magnetit kann sehr unterschiedliche Morphologien ausbilden – darunter Kristalle, Kugeln, Framboide (Himbeerenartige Ansammlungen) und Plättchen (gestapelte und bienenstockartige Strukturen), die für CI-Chondrite charakteristisch und bezeichnend sind. Der mehreren Generationen angehörende Magnetit entstand durch die Oxidation von Sulfiden, vor allem von Pyrrhotit und seinen nickelreichen Varietäten. Neben den Eisensulfiden Pyrrhotit und Pentlandit sind auch noch Troilit und Cubanit anzuführen.

Isoliert in der Grundmasse sind ferner eisen-magnesiumreiche Silikate vorhanden – wie bereits angesprochen Olivin (Forsterit mit 10 bis 20 % Fayalitkomponente bzw. Fo80-90), Klinopyroxen und Orthopyroxen. Diese Silikate kristallisierten im Hochtemperaturbereich und sind nach wie vor unverändert.

Weitere Hauptbestandteile sind tonreiche Phyllosilikate, darunter Montmorillonit und Serpentin-ähnliche Minerale. Hinzu kommen Alterationsminerale wie beispielsweise Epsomit, der in mikroskopischen Adern auftritt, Vaterit, sowie Karbonate und Sulfate.

CI-Chondrite enthalten wegen der durchgehenden, wässrigen Alterationen keine intakten Chondren, keine Calcium-Aluminium-reiche Einschlüsse (engl. CAIs) und auch keine amöboiden Olivinaggregate (engl. AOAs).

Chemische Zusammensetzung

Elemente und Moleküle

Kohlenstoff

CI-Chondrite enthalten eine beträchtliche Menge an Kohlenstoff – etwa 3 bis 5 Gewichtsprozent – vorwiegend in seiner organischen Form. Im Ivuna-Meteoriten finden sich 3,31 Gewichtsprozent Kohlenstoff (auch 4,13 Gewichtsprozent wird angegeben), wovon rund 90 % in seiner organischen Form vorliegen. Unter kohligen Chondriten stellt dies die höchste Konzentration dar, die nur noch von einigen Ureiliten übertroffen wird.

Mehr als 70 % des Kohlenstoffs in CI-Chondriten befindet sich in unlöslicher organischer Materie (engl. insoluble organic matter oder abgekürzt IOM). Hierbei handelt es sich um kerogenartige Makromoleküle, die aus einem eng-verflochtenen Netzwerk aliphatischer Verbindungen, heterozyklischer Substanzen und verschiedener funktioneller Gruppen aufgebaut werden. Die etwa 30 % aus löslichem Rest enthalten aliphatische Kohlenwasserstoffe, polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAKs), Alkohole und Carbonylverbindungen.

Die häufigsten PAKs sind aus Dreierringen aufgebautes Phenanthren und Anthracen. Es wird angenommen, dass sie aus einem Fraktionierungsvorgang in der unlöslichen organischen Materie während der wässrigen und thermischen Prozesse entstanden waren. Im Ivuna- und im Orgueil-Meteoriten konnten bestimmte molekulare Verteilungen innerhalb der polyzyklischen PAKs festgestellt werden, welche eine signifikative Heterogenität in der Zusammensetzung des CI-Mutterkörpers erkennen lassen. Diese Abweichungen wurden einem Prozess namens Asteroidenchromatographie zugeordnet – einem Vorgang, bei dem organische Verbindungen durch wandernde Flüssigkeiten voneinander getrennt und sodann im Asteroiden weiterverteilt werden. Im Orgueil-Meteoriten konnten mehrere biologisch relevante Moleküle identifiziert werden, darunter Purine wie Adenin und Guanin, das Pyrimidin Uracil sowie andere biologische Komponenten wie beispielsweise Trizine.

Aminosäuren besitzen in CI-Chondriten eine Konzentration von approximativ 70 bis 75 nmol/g. Ihre Verteilung ist recht einfach und wird von Beta-Alanin dominiert. Dies kontrastiert stark mit anderen kohligen Chondritengruppen und ist wahrscheinlich auf die extensive wässrige Alteration und weniger auf inherente chemische Unterschiede zurückzuführen. Der Orgueil-Meteorit manifestiert einen bemerkbaren Überschuss von rund 19 % an L-Isovalin, der wahrscheinlich von wässrigen Alterationsvorgängen verstärkt wurde.

Sauerstoff

Sauerstoff ist mit rund 46 Gewichtsprozent (genauerer Wert (45,384 Gewichtsprozent) das häufigste Element in CI-Chondriten. Seine Isotopenzusammensetzung ist bezeichnend. Im Dreiisotopendiagramm (16O, 17O und 18O) plotten CI-Chondrite in einem abgesonderten Feld entlang der TMFL oder TFL – engl. terrestrial (mass) fractionation line, das sie von allen anderen Meteoritengruppen unterscheidet. Im Vergleich zu den petrologisch ähnlichen CM-chondriten sind sie jedoch deutlich an 18O angereichert, aber etwas weniger stark an 17O. Zwischen den beiden Gruppen tritt keinerlei Überlappung auf. Die CI-ähnlichen Antarktismeteorite zeigen sogar noch eine höhere Anreicherung an 18O. Sie sind somit die Proben mit der schwersten Sauerstoffisotopenzusammensetzung im Sonnensystem. Diese sehr schwere Signatur liefert essentielle Hinweise auf ihre einzigartigen Bildungsbedingungen.

Wasser

In CI-Chondriten finden sich zwischen 17 % und 22 % Wasser (etwas eingeschränkter auch 18 bis 20 % – jedenfalls liegen diese Werte noch oberhalb des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko). Die hohe Porosität (von rund 25 bis zu 30 %) dürfte mit diesem Sachverhalt in Verbindung stehen. Wasser tritt aber nur in gebundener Form in den wasserhaltigen Silikaten auf. Das Vorkommen von Epsomit deutet auf die Anwesenheit von flüssigem Wasser im Ausgangsgestein des Meteoriten, welches anhand von Rissen eingedrungen war. An den Rissen waren dann auch die Sulfate und Karbonate abgelagert worden.

Das Wasser ist primär an Wasser-führende Silikate gebunden und tritt als Hydroxylgruppen (OH-Gruppen) in Phyllosilikaten (wie Montmorillonit und Serpentinähnlichen) auf. Der Ivuna-Meteorit enthält 12,73 Gewichtsprozent an Gesamtwasser, das sich auf Zwischenlagenwasser (6,58 Gewichtsprozent) und auf in Phyllosilikaten gebundenes OH/H2O-Wasser (6,15 Gewichtsprozent) aufteilt.

Eine extensive wässrige Alteration ist an durchkreuzenden Adern erkennbar, welche mit Natrium-, Calcium- und Magnesiumsulfaten (wie beispielsweise Epsomit, Hexahydrit, Gips und Blödit) ausgefüllt sind. Um diese hydrierten Phasen abzuscheiden, musste flüssiges Wasser den Mutterkörper anhand von Sprüngen und Rissen durchdrungen haben. Hochinteressant ist die Tatsache, dass intakte Flüssigkeitseinschlüsse in Kristallhohlräumen überlebten. Diese konnten sogar im Ivuna- und im Orgueil-Meteoriten identifiziert werden – und stellen somit die einzigen, direkt überlebenden Laugenproben des frühen Sonnensystems dar.

Karbonate und Sulfide

CI-Chondrite enthalten ungefähr 5 Volumenprozent an Karbonaten, darunter Dolomit, Calcit und Breunnerit. Unter den Schwefelverbindungen sind Alkyldisulfide und aromatische Disulfide zu erwähnen. Ein Teil des Schwefelgehalts dürfte jedoch auf terrestrische, oxidative Verwitterungsprozesse zurückzuführen sein.

Eisen

Das Eisen mit rund 25 Gewichtsprozent (der Durchschnittswert vom Ivuna-Meteorit ist 25,2 Gewichtsprozent – oft wird auch eine Bandbreite von 18 bis 20 Gewichtsprozent für die CI-chondrite angegeben – mit einem genaueren Wert von 18,562 Gewichtsprozent) liegt in CI-Chondriten praktisch nur in oxidierter Form vor, Eisensulfide und elementares Eisen sind so gut wie nicht vorhanden[30]. Die Eisenkonzentration liegt etwas höher als bei CM-Chondriten. Eisen bildet sich bei etwas niedrigeren Temperaturen als Magnesium. Die siderophilen Elemente Nickel und Kobalt sind ebenfalls mit Eisen assoziiert. Die Hauptmasse des Eisens erscheint als Kationen in Phyllosilikaten oder gebunden im Magnetit. Manchmal wird auch etwas Ferrihydrit angetroffen – jedoch nicht im Ivuna-Meteorit.

Elementverhältnisse

Das Mg/Si-Verhältnis ist mit 1,07 recht hoch[31]. Nur CV-Chondrite sind noch stärker an Mg angereichert. Das Ca/Si-Verhältnis ist mit 0,057 innerhalb der kohligen Chondriten am niedrigsten[32]. Jedoch sind die δ17O und δ18O-Werte unter den kohligen Chondriten am höchsten. Das Verhältnis der beiden Sauerstoffisotopen 17/18 entspricht hierbei den bei irdischen Proben gefundenen Werten.

Physikalische Parameter

CI-Chondrite besitzen aufgrund der hohen Porosität nur eine recht geringe Dichte von 2,2 g/cm3.

Bedeutung

Unter sämtlichen bisher gefundenen Meteoriten ähneln CI-Chondrite am stärksten der Elementhäufigkeitsverteilung im ursprünglichen Sonnennebel. Sie werden daher auch als primitive Meteoriten bezeichnet. Bis auf die leichtflüchtigen Elemente Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff und Stickstoff, die in CI-Chondriten abgereichert auftreten, sind die Häufigkeiten praktisch identisch. Lithium stellt eine weitere Ausnahme dar, es ist in den Meteoriten gegenüber der Sonne angereichert (Lithium wird bei der Nukleosynthese im Sonneninnern verbraucht).

Von großer Bedeutung ist ferner die Tatsache, dass bei CI-Chondriten mit ihrem sehr hohen Kohlenstoffgehalt neben den anorganischen Karbonaten und Graphit auch organische Kohlenstoffverbindungen enthalten sind – dies insbesondere in Hinblick auf die Diskussion um den Ursprung des Lebens (so finden sich beispielsweise auch Aminosäuren).

Normalisierung

Wegen der Ähnlichkeiten der CI-Chondriten mit der Materie des Sonnennebels werden Gesteinsproben in der Petrologie gegenüber CI-Chondriten normalisiert, d. h., es wird das Verhältnis Probe/Chondrit für das in Frage kommende Element gebildet. Verhältnisse größer 1 geben eine Anreicherung der Probe gegenüber der Sonnenmaterie zu erkennen, Verhältnisse kleiner 1 eine Abreicherung. Dieses Verfahren wird hauptsächlich in den sogenannten Spiderdiagrams angewendet und betrifft vor allem die Lanthanoide (Seltene Erden).

Die bei der Normalisierung verwendeten Elementkonzentrationen lauten wie folgt:[33]

Normalisierung von CI-Chondriten
La Ce Sr Nd Zr Sm Eu Gd Ti Dy Y Er Yb V Cr
CI-Chondrit
ppm 		0,2347 0,6032 7,8 0,4524 3,94 0,1471 0,056 0,1966 436 0,2427 1,56 0,1589 0,1625 56,5 2660

Irdische Mantel- und Unterkrustengesteine reichern im Vergleich zu CI-Chondriten mit Ausnahme von Lanthan die Seltenen Erden an. Im Gegenzug können CI-Chondriten ihrerseits durchaus höhere Werte der Spurenelemente Cer, Chrom, Neodym, Strontium, Vanadium und Zirkon aufweisen.

Entstehungsort, Bildungsbedingungen und Umwandlungen

CI-Chondrite entstanden im Frühen Sonnensystem in den ersten Millionen Jahren nach T0. Sie und die nahe verwandten CM-Chondrite sind sehr reich an volatilen Substanzen, darunter insbesondere Wasser. Es wird daher angenommen, dass sie im äußeren Asteroidengürtel bei > 4 AE entstanden waren. Für den einstigen Sonnennebel stellte dies eine kritische Entfernung dar, die sogenannte Schneegrenze (engl. snow line), außerhalb derer Wasser bei 160 K zu Eis kondensierte und somit erhalten blieb. Ihr Bildungsort erklärt die im Vergleich zu anderen Chondritengruppen erhöhten Konzentrationen an kohligem und flüchtigem Material.

CI-Chondrite zeigen in ihrer Zusammensetzung tatsächlich eine Ähnlichkeit mit den Eismonden des äußeren Sonnensystems. Ferner besteht eine unmittelbare Verwandtschaft zu Kometen: wie auch sie akkretierten die CI-Asteroiden Silikatminerale, Eis und andere Volatile, sowie organische Verbindungen (siehe Komet Halley).

Auch wenn CI-Chondrite aufgrund fehlender, erkennbarer Chondren als Chondrite des Typus 1 klassifiziert werden, so treten dennoch hin und wieder seltene Chondrenfragmente, wasserfreie Minerale und auch CAIs (weniger als 18 Volumenprozent) in Erscheinung. Sauerstoffisotopenzusammensetzungen der Minerale unterstützen ihre Herkunft als Chondrenreste und refraktäre Einschlüsse. Vor den wässrigen Umwandlungen dürften CI-Chondrite noch vorwiegend aus Chondren, refraktären Einschlüssen, opaken Mineralen und wasserfreier Matrix aufgebaut worden sein.

Umwandlungen des Ausgangskörpers

Nach ihrer Enstehung wurden die Ausgangskörper der CI-Chondrite aufgeheizt und in ihnen gespeichertes Eis schmolz zu flüssigem Wasser. Das Schmelzwasser reagierte mit Primärmineralen bei Temperaturen von 50 bis 150° C. Diese wurden über einen Zeitraum von ungefähr 15 Millionen Jahren zu Phyllosilikaten hydriert. Die Umwandlungen erfolgten in Environments mit hohen Wasser/Gestein-Verhältnissen (mehr als 0,6 bis 1,2) und einem neutralen bis alkalischen pH-Wert von 7 bis 10.

Das flüssige Wasser infiltrierte die Ausgangskörper an Rissen und Spalten und setzte sodann die wasserhaltigen Mineralphasen ab. Hierbei wurden fast alle wasserfreien Ausgangsminerale in Sekundärphasen umgewandelt. Das Alterationsniveau ist bei CI-Chondriten unterschiedlich. Am stärksten umgewandelt ist der Orgueil-Meteorit, der aus feinkörnigen Phyllosilikaten, Ferrihydrit und korrodierten Magnetit/Sulfidkörnern aufgebaut ist, der Ivuna-Meteorit (enthält keinen Ferrihydrit) hingegen ist weit weniger angegriffen worden.

Trotz dieser intensiven Umwandlungen manifestieren CI-Chondrite paradoxerweise die ursprünglichsten Elementhäufigkeiten. Daraus lässt sich schließen, dass der Mineraltransport während der Umwandlungen entweder auf den Millimeter- bis Zentimeterbereich beschränkt blieb, oder dass der Ausgangkörper derart fluidisiert war, dass er homogenisierte und so ein geschlossenes System bildete. Es ist noch umstritten, ob die Umwandlungen in frei-schwebenden Partikeln noch vor der Akkretion erfolgt waren (die so genannte Nebelhypothese – engl. nebular hypothesis) oder im Mutterasteroid (die Ausgangskörperhypothese – engl. parent body hypothesis). Die Anwesenheit von Adern und verschiedenen Magnetitmorphologien deutet dabei auf mehrere Episoden wässriger Einwirkung.

Verbindung zu primitiven Asteroiden, Kometen und anderen ausserirdischen Himmelskörpern

Aufgrund spektraler Übereinstimmungen stehen CI-Chondriten in enger Verbindung mit dunklen, primitiven C-Asteroiden im äußeren Asteroidengürtel. Neuere Forschungen hierzu zeigen, dass C-Asteroiden ohne UV-Abfall und auch bestimmte X-Asteroiden sehr wahrscheinlich die Ausgangskörper der CI-Chondrite darstellen. Ein beträchtlicher Teil der Asteroiden des C-Typus weisen dehydrierte Oberflächen auf und ähneln in ihren spektralen Eigenschaften thermisch metamorphosierten CI-ähnlichen Chondriten.

Die Asteroiden (162173) Ryugu und (101955) Bennu konnten hierfür entscheidende Beweise liefern. Anfänglich durch Raumsonden registrierte Spektren des Asteroiden Ryugu zeigten eine große Ähnlichkeit mit Laboratorienspektren erhitzter und teilweise dehydrierter CI-Chondriten. Nachdem Proben von Ryugu auf die Erde zurückgebracht worden waren, wurde jedoch klar, dass die mineralogischen und chemischen Eigenschaften recht eng mit nicht erhitzten CI-Chondriten übereinstimmten. Diese Diskrepanz zwischen Fernerkundung und direkter Probennahme verdeutlicht die Schwierigkeit, meteoritische Ausgangskörper allein mittels Spektroskopie identifizieren zu wollen.

Darüber hinaus gibt es mehrere Hinweise dafür, dass der Orgueil-Meteorit – der am meisten untersuchte CI-Chondrit überhaupt – wahrscheinlich aus einem Kometenbruchstück oder aus einem erloschenen Kometenkern stammt. Diese Hypothese wird durch das hohe Wasser/Gestein-Verhältnis, das Überwiegen hydratisierter Minerale, bezeichnende Sauerstoffisotopen und durch Deuterium/Wasserstoff-Verhältnisse – wie sie im Komet 103P/Hartley beobachtet wurden – untermauert. Auch Analysen der rekonstrierten Kometenbahn des Orgueil-Meteoriten sowie seine Fallkurve innerhalb der Erdatmosphäre scheinen auf diese Annahme hinzuweisen. Der Zwergplanet (1) Ceres ist ebenfalls als eventueller CI-Mutterkörper vorgeschlagen worden, obwohl ein endgültiger Beweis hierfür noch aussteht.

Viele Forscher weisen jedoch einen Kometenursprung von CI-Chondriten zurück – sie basieren diese Einstellung jedoch vielmehr auf philosophischen Standpunkten als auf tatsächlichen Fakten. Raummissionen haben unser Verständnis von Kometen grundlegend geändert. Insbesondere erfolgreich war hierbei die Raumsonde Stardust zum Kometen 81P/Wild 2, die Kometenmaterial mit erstaunlichen Asteroidencharakteristiken zur Erde zurückbrachte. Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Grenze zwischen Asteroiden und Kometen wesentlich undeutlicher ist als bisher angenommen und dass im Frühen Sonnensystem zwischen diesen beiden Populationen eine beträchtliche Vermischung stattgefunden hatte. Aus diesem Grund wird auch der Kometenursprung von CI-Chondriten nach wie vor aufrechterhalten.

Einen weitere Ausblick auf die Ursprünge der CI-Chondriten liefern Mikrometeoriten und interplanetare Staubteilchen. Wesentlich mehr an extraterrestrischem Material erreicht die Erde durch Mikrometeoriten und Staubteilchen als durch makroskopische Meteoriten – der Unterschied liegt mindestens bei ein bis zwei Größenordnungen. Diese wesentlich kleineren Partikel können wegen ihres großen Oberflächen/Volumen-Verhältnisses den Atmosphäreneintritt besser überstehen und auf diese Weise den Zerbrechlichkeitsfilter, der das Wiederauffinden von CI-Chondriten erschwert, umgehen. Die meisten Mikrometeoriten gehören der CM-Gruppe an, dennoch besitzen ein beträchtlicher Anteil unter ihnen auch CI-artige Charakteristiken. Die noch primitiveren Staubpartikel haben die Herausbildung des Sonnensystems ohne größere Prozessierung ihrer Ausgangskörper überlebt. Ihre Zusammensetzung liegt wahrscheinlich noch näher an der protosolaren Häufigkeitsverteilung, beispielsweise an einen höheren Wert an volatilen Elementen – wie dies in ultrakohlenstoffreichen antarktischen Mikrometeoriten (engl. ultracarbonaceous Antarctic micrometeorites oder abgekürzt UCAMMs) zu beobachten ist.

Vergleich mit anderen Chondritengruppen

CI-Chondrite untercheiden sich von allen anderen Meteoritengruppen durch ihre extenive, wässrige Alteration, durch kaum sichtbare Chondren (weniger als 0,1 Gewichtsprozent), keine CAIs und auch keinerlei AOAs. Paradoxerweise bewahren sie bei den nicht-volatilen Elementen trotz dieser durchgehenden Alteration die engste Verwandtschaft mit den Werten der solaren Photosphäre. Bei den volatilen Elementen sind ihre Konzentrationen gegenüber den meisten Meteoriten vergleichsweise erhöht.

Ihre einzigartige Zusammensetzung spiegelt sich in den Elementverhältnissen der CI-Chondrite. Beispielsweise ist ihr Mg/Si-Verhältnis mit 1,07 recht hoch und wird nur noch von CV-Chondriten übertroffen. Im Gegenzug ist ihr Ca/Si-Verhältnis mit 0,057 unter allen kohligen Chondriten am niedrigsten. Ihre Sauerstoffisotopenwerte erreichen innerhalb der kohligen Chondrite ihr höchstes Niveau und sind mit irdischen Werten vergleichbar.

Verglichen mit den ihnen am nächsten liegenden CM-Chondriten ist ihre wässrige Alteration wesentlich deutlicher ausgeprägt. CM-Chondrite können noch einige Chondren und CAIs vorweisen – auch wenn sie bis zu 70 % Phyllosilikate enthalten. CI-Chondrite bestehen aber aus über 95 % Phyllosilikatmatrix und besitzen daher so gut wie keine primordialen Strukturen mehr. Auch die Mineralassoziationen dieser beiden Gruppen sind total unterschiedlich: CM-Chondrite zeichnen sich durch Verwachsungen zwischen Tochilinit/Cronstedtit mit Eisen-Nickel-Sulfiden aus, wohingegen CI-Chondrite durch magnesiumreiche Serpentine und Saponitminerale (Smektite), großen Mengen an Magnetit, sowie durch Karbonate und Sulfate ausgezeichnet werden. Diese mineralogischen Unterschiede bringen variable Wasser-Gesteinsverhältnisse und Alterationstemperaturen in ihren betroffenen Ausgangskörpern zum Ausdruck.

Literatur

  • O. Richard Norton: The Cambridge Encyclopedia of Meteorites. Cambridge University Press, 2002, ISBN 0-521-62143-7.

Einzelnachweise

  1. ↑ W. Randall Van Schmus und J. A. Wood: A chemical-petrologic classification for the chondritic meteorites. In: Geochimica et Cosmochimica Acta. Band 31 (5):74765, 1967, doi:10.1016/S0016-7037(67)80030-9.
  2. ↑ meteorites with types that are exactly "CI1", Meteorological Database, The Meteorological Society, Lunar And Planetary Institute (LPI), 8. August 2021
  3. ↑ a b Recorded finds for CI1 chondrite meteorite, auf: mindat.org
  4. ↑ Tonk meteorite, Baran district, Rajasthan, India - mindat.org
  5. ↑ Ivuna meteorite, Mbeya Region, Tanzania - mindat.org
  6. ↑ Revelstoke meteorite, Revelstoke Mining Division, British Columbia, Canada - mindat.org
  7. ↑ Spiegel.de: Forscher entdecken extrem seltenen Meteoriten in Flensburg
  8. ↑ The Meteoritical Society: Entry for Flensburg
  9. ↑ Yamato 86737, Meteorological Database, The Meteorological Society, Lunar And Planetary Institute (LPI), 8. August 2021
  10. ↑ Yamato 86737 meteorite (Y-86737), Queen Fabiola Mts (Yamato Mts), Queen Maud Land, Eastern Antarctica, - mindat.org
  11. ↑ [1], Meteorological Database, The Meteorological Society, Lunar And Planetary Institute (LPI), 8. August 2021
  12. ↑ Yamato 980134 meteorite (Y-980134), Queen Fabiola Mts (Yamato Mts), Queen Maud Land, Eastern Antarctica, Antarctica - mindat.org
  13. ↑ Christopher W. Haberle und Laurence A. J. Garvie: Extraterrestrial formation of oldhamite and portlandite through thermal metamorphism of calcite in the Sutter’s Mill carbonaceous chondrite, in: American Mineralogist, 30. November 2017, doi:10.2138/am-2017-6180. Zitat: „…two CI carbonaceous chondrites, Yamato 86029 and Yamato 82162…“
  14. ↑ a b c d e f Tomoki Nakamura: Post-hydration thermal metamorphism of carbonaceous chondrites, in: Journal of Mineralogical and Petrological Sciences, Band 100, S. 260─272, 2005 (Bericht auf der Grundlage des Vortrags auf dem Symposium 2004 der Mineralogischen Gesellschaft von Japan: The Frontiers of Science for Primitive Solar System Materials: The Role of Mineral Science)
  15. ↑ a b c d Ashley J. King, H. C. Bates, D. Krietsch, H. Busemann, P. L. Clay, P. F. Schofield, Sara S. Russell: The Yamato-type (CY) carbonaceous chondrite group: Analogues for the surface of asteroid Ryugu?, in: Geochemistry, Band 79, Nr. 4, Dezember 2019, 125531, IF2.292, Epub 20. August 2019, doi:10.1016/j.chemer.2019.08.003, x-mol
  16. ↑ Yamato 86029, Meteorological Database, The Meteorological Society, Lunar And Planetary Institute (LPI), 8. August 2021
  17. ↑ Yamato 86029 meteorite (Y-86029), Queen Fabiola Mts (Yamato Mts), Queen Maud Land, Eastern Antarctica, Antarctica - mindat.org
  18. ↑ Eric K. Tonui, Michael E. Zolensky, Michael E. Lipschutz, Ming-Sheng Wang, Tomoki Nakamura: Yamato 86029: Aqueously altered and thermally metamorphosed CI-like chondrite with unusual textures, in: Meteoritics & Planetary Science, Band 38, Nr. 2, Februar 2003, S. 269-292, Epub 26. Januar 2010, doi:10.1111/j.1945-5100.2003.tb00264.x PDF
  19. ↑ a b c Ashley J. King, Jake R. Solomon, Paul F. Schofield, Sara S. Russell: Characterising the CI and CI-like carbonaceous chondrites using thermogravimetric analysis and infrared spectroscopy, in: Earth, Planets and Space, Band 67, Nr. 198, 9. Dezember 2015, doi:10.1186/s40623-015-0370-4
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