کندریت

پیشینه و خاست‌گاه

با افزایش ذرات گردوغبار و دیگر سنگ‌ذره‌های موجود در منظومهٔ شمسی؛ در بیش از ۴٫۵۵ میلیارد سال پیش که باعث ایجاد سیارک شده، کندریت‌ها شکل گرفتند. این بدنه‌های کندریتیِ مادر متعلق به سیارک‌های کوچک یا متوسطی هستند (و یا بودند) که هرگز پاره‌ای از یک پیکر به اندازهٔ کافی بزرگ نبوده‌اند تا بتوانند ذوب شوند و ذرات آن‌ها تمایز سیاره‌ای را تحت تأثیر قرار دهد. زمان‌سنجی سِنی با استفاده از روش 206Pb / 204Pb (استفاده از سرب با ایزوتوپ متفاوت)؛ یکی روش‌های تاریخ‌گذاری مطلق، تخمین‌زده‌شده به ۴٬۵۶۶٫۶ ± 1.0 , که با دیگر کرونومترها سازگار است. نشانهٔ دیگری از سن کندریت‌ها واقعیت وجود و فراوانی عناصر غیر فرّار در آن‌ها؛ شبیه آنچه که در فضای خورشید و دیگر ستارگان در کهکشان ما یافت می‌شود، است. با آن‌که سیارک‌های کندریتی هرگز به اندازهٔ کافی؛ بر پایهٔ درجه حرارت درونی خود، گرم نشده‌اند که ذوب گردند، بسیاری از آن‌ها به دماهای به قدر کافی بالایی رسیده‌اند که دگرگونی‌های متامورفیسم را در درون خود تجربه کنند. منبع گرما احتمالاً انرژی ناشی از واپاشی رادیوایزوتوپ‌های کوتاه مدت (نیمه‌عمر کمتر از چند میلیون سال) بوده که در سیستمِ منظومهٔ شمسیِ تازه‌شکل‌گرفته وجود داشته؛ به‌ویژه آلومونیوم ۲۶ و آهن ۶۰، گرچه این گرما می‌توانسته در اثر برخورد سیارک‌ها نیز تولید شده‌باشد. همچنین، بسیاری از سیارک‌های کندریتی دارای مقدار قابل توجهی آب هستند، که این احتمالاً به دلیل وجود یخ همراه با مواد سنگی بوده‌است. در نتیجه، بسیاری از کندریت‌ها حاوی مواد معدنی آبدار، مانند رس شده‌اند، که زمانی شکل گرفته که آب روی مواد سنگی در سیارک؛ در فرایندی که به عنوان دگرش یا تغییر آبی شناخته‌شده، تغییر می‌کند. علاوه‌براین، تمام سیارک‌های کندریتی در برخورد با دیگر سیارک‌ها تحت تأثیر ضربه و شوک قرار گرفته‌اند. این رویدادها موجب اثرگذاری‌های فراوانی؛ از متراکم‌سازیِ ساده گرفته تا سنگ‌سیمانی، رگه‌دار شدن، ذوب موضعی و شکل‌گیری مواد معدنی در فشار بالا شده‌است. در نهایت؛ نتیجهٔ خالص این فرایندهای ثانویهٔ حرارتی، آبی، و شوک این‌است که؛ تنها چند کندریتِ شناخته‌شده هستند که به همان صورت طبیعی و دست‌نخوردهٔ اصلیِ گردوغبار، کندرول‌ها، و محتوایی که از آن شکل گرفته بوده‌اند، به همان صورت نگهداری شده‌باشند.

ویژگی‌ها

در میان اجزای موجود در کندریت‌ها، ابهام چبود کندرول‌ها از همه برجسته‌تر است؛ اشیاء کرویِ میلی‌متر قامتی که به صورت قطره‌هایی آزاد، شناور، ذوب شده یا نیمه ذوب شده در فضا ایجاد شده. اکثر کندرول‌ها از نظر مواد معدنی سیلیکات اولیوین و پریکسن غنی هستند. کندریت‌ها همچنین شامل ترکیبات مقاومتی دیرگداز (شامل دربرداری غنی از کلسیم-آلومینیوم)؛ که از قدیمی‌ترین اشیاء تشکیل شده در منظومه شمسی هستند، ذرات غنی از فلزهای (نیکل-آهن Fe-Ni) و سولفیدها و دانه‌های جدا شده از مواد معدنی سیلیکات هستند. باقی ماندهٔ کندریت‌ها شامل گردوغبار ریزدانه (میکرومتر یا کوچکتر)؛ که ممکن است به صورت ماتریکس سنگ باشند، یا ممکن است حاوی ریمل یا مورتال در اطراف تک‌کندرل‌ها و غیرقابل انعطاف باشد. ذراتی که در این گردوغبار قرار دارند، دانه‌های پیش‌رونده‌ای هستند که پیش از تشکیل سامانهٔ خورشیدی در جاهای دیگر کهکشان ساخته شده و ایجاد گردیده‌اند. کندریت بافت، ترکیب و کانی‌شناسیِ متمایزی دارد و منشأ آن‌ها همچنان موضوع بحث است. جامعهٔ علمی به‌طور کلی می‌پذیرد که این حوزه‌ها بواسطهٔ یک موج ضربه‌ای که از طریق سیستم خورشیدی عبور می‌کند تشکیل شده‌است، اگر چه توافق کمی در مورد علت این موج شوک وجود دارد. مقاله‌ای که در سال ۲۰۰۵ منتشر شد، پیشنهاد کرد که؛ ناپایداری گرانشی دیسک‌های گازی از سوی مشتری، موج‌ضربهٰ‌ای با سرعت بیش از ۱۰ کیلومتر بر ثانیه ایجاد کرد که منجر به تشکیل کندرول‌ها شد.

کندریت‌های انستاتیت

کندریت انستاتیت (که معمولاً به نام کندریت‌های E نیز شناخته می‌شود) یک شکل نادر شهاب‌سنگ است که تنها در حدود ۲ درصد از کانتریت‌هایی را که به زمین رسیده‌اند را شامل می‌شود. تا کنون تنها حدود ۲۰۰ نوع کندریت «گونهٔ E» شناخته شده‌است. اکثر موارد کندریت‌های انستاتیت در منطقهٔ جنوبگان (قطب جنوب) بازیافت شده‌اند یا توسط انجمن ملی هوای آمریکا جمع‌آوری شده‌است. به نظر می‌رسد که آن‌ها دارای انستاتیت معدنی (MgSiO3) بالایی باشند، و از این نگاه است که به این نام خوانده می‌شوند. کندریت‌های گونهٔ E در زمرهٔ شناخته‌شده‌ترین سنگ‌های شیمیایی اکسایش-کاهش هستند و اکثر آهن آن‌ها به شکل فلز یا سولفید به جای صورت اکسید است. این نشان می‌دهد که آن‌ها در ناحیه ای تشکیل شده‌اند که اکسیژن کمتری موجود بوده، (احتمالاً در مدار عطارد).

کندریت‌های کربنی

کندریت کربن‌دار یا کندریت‌های کربنی (که معمولاً به عنوان کندریت «گونهٔ C» شناخته می‌شوند) کمتر از ۵٪ از کندریت‌هایی که بر روی زمین فرود آمده‌اند را می‌سازند. حضور ترکیبات کربنی، از جمله اسیدهای آمینه وابستگی به این گروه را مشخص می‌کند. به نظر می‌رسد که آن‌ها در دورترین جایی از خورشید نسبت به دیگر کندریت‌ها تشکیل شده‌باشند، زیرا بیشترین نسبت ترکیبات فرار دارند. یکی دیگر از ویژگی‌های اصلی آن‌ها حضور آب یا آن مواد معدنی است که با حضور آب آن‌ها را تغییر داده‌است.
گروه‌های زیادی از کندریت‌های کربنی وجود دارد، اما بیشتر آن‌ها با استفاده از دیدگاه شیمیایی؛ به خاطر غنی بودنشان از عناصر لیتوفیلی مقاوم در مقایسه با Si و از نظر ایزوتوپی به واسطهٔ غلط کم نسبت ¹⁷O/¹⁶O در مقایسه با سنگ‌های زمین: ¹⁸O/¹⁶O، متمایز هستند. تمام گروه‌های کندریت‌های کربن‌دار به جز «گروه CH» با توجه نمونهٔ مشخصه‌ای در آنها، گروهشان نام‌گذاری می‌شود:

کندریت‌های ککانگاری

سه کندریت، گروهکی که (نوع ککانگاری K) خوانده می‌شود را تشکیل می‌دهند.
آن‌ها با داشتن؛ مقدار زیادی ترکیبات ماتریس گردوغبارآلود، و ایزوتوپ‌های اکسیژن شبیه به کندریت‌های کربنیک، ترکیبات معدنی بسیار کم، و فراوانی فلز (۶٪ تا ۱۰٪ حجم) که بیشتر شبیه کاندریت‌های انستاتیت هستند، و غلظت عناصر لیتوفیلی نسوز که بیشتر شبیه کندریت‌های معمولی هستند، شناخته می‌شوند.

کندریت‌های روموروتی

(نوع روموریتی R) یک گروه بسیار نادر است که تنها یک مورد مستند شده از میان تقریباً ۹۰۰ نمونهٔ فرودِ مستند شدهٔ کندریت گزارش شده‌است. بین آن‌ها چند ویژگی مشترک با کندریت‌های معمولی مانند داشتن کندرول‌های معمولی، کمیِ ترکیبات مقاوم (سفت)، ترکیب شیمیایی مشابه برای بیشتر عناصر، و واقعیت وجود نسبت بالای ¹⁷O/¹⁶O در مقایسه با سنگ‌های زمینی وجود دارد.