Хрондрит

Хондрит — каменест (неметален) метеорит кој не е модифициран ниту со топење ниту со диференцијација на матичното тело. Тие се формираат кога различни видови прашина и мали зрна во раниот Сончев Систем се акумулираат за да формираат примитивни астероиди. Некои такви тела кои се заробени во гравитациониот бунар на планетата стануваат најчестиот тип на метеорит со пристигнување на траекторија кон површината на планетата. Проценките за нивниот придонес во вкупната популација на метеорити варираат помеѓу 85,7% и 86,2%.
Нивното истражување дава важни податоци за разбирање на потеклото и староста на Сончевиот Систем, синтезата на органски соединенија, потеклото на животот и присуството на вода на Земјата. Една од нивните карактеристики е присуството на хондрули (од старогрчкиот χόνδρος хондрос, зрно), кои се тркалезни зрна формирани во вселената како стопени или делумно стопени капки од различни минерали. Хондрулите обично сочинуваат помеѓу 20% и 80% од хондритот по волумен.
Хондритите можат да се разликуваат од железните метеорити според нивната ниска содржина на железо и никел. Неметалните метеорити на кои им недостасуваат хондрули се ахондрити, за кои се верува дека се формирале поскоро од хондритите. Моментално има над 27.000 хондрити во светските колекции. Најголемиот поединечен камен некогаш откриен, со тежина од 1770 кг, бил дел од метеоритскиот дожд од 1976 година. Хондритските врнежи се движат од поединечни камења до извонредни врнежи кои се состојат од илјадници поединечни камења. Пример за второто се случил во Холбруковиот пад во 1912 година, во кој се проценува дека 14.000 камења биле заземјени во северна Аризона.
1 Потекло и историја
Хондритите се формирале со насобирање на честички прашина и песок присутни во примитивниот Сончев Систем, што довело до астероиди пред повеќе од 4,54 милијарди години. Овие астероидни матични тела на хондритите се (или биле) мали до средни астероиди кои никогаш не биле дел од кое било тело доволно големо за да се подложат на топење и планетарна диференцијација. Датирањето со употреба на <sup>206</sup>Pb/<sup>204</sup>Pb дава проценета возраст од 4.566,6 ± 1,0 Ma, што одговара на возраста за други хронометри. Друг показател за нивната возраст е фактот дека изобилството на неиспарливи елементи кај хондритите е слично на она што се наоѓа во атмосферата на Сонцето и другите ѕвезди во галаксијата Млечен Пат.
Иако хондритските астероиди никогаш не станале доволно топли за да се стопат врз основа на внатрешните температури, голем дел од нив достигнале доволно високи температури кои доживеале значителен топлински метаморфизам во нивната внатрешност. Изворот на топлината најверојатно била енергијата која доаѓала од распаѓањето на краткотрајните радиоизотопи (полуживот помал од неколку милиони години) што биле присутни во новоформираниот Сончев Систем, особено <sup>26</sup>Al и <sup>60Fe</sup>, иако загревањето можеби било предизвикано и од удари врз астероидите. Многу хондритски астероиди, исто така, содржеле значителни количини вода, веројатно поради насобирање на мраз заедно со карпест материјал.
Како резултат на тоа, голем број на хондрити содржат водни минерали, како што се глини, кои се формирале кога водата реагирала со карпата на астероидот во процес познат како водена алтерација. Покрај тоа, сите хондритични астероиди биле погодени од ударни и шок процеси поради судири со други астероиди. Овие настани предизвикале различни ефекти, почнувајќи од едноставно набивање до бречање, вени, локализирано топење и формирање на минерали под висок притисок. Крајниот резултат од овие секундарни топлински, водни и шок процеси е тоа што само неколку познати хондрити ја зачувуваат во беспрекорна форма оригиналната прашина, хондрули и инклузии од кои се формирале.
 
2 Карактеристики
Помеѓу компонентите присутни во хондритите се истакнуваат енигматските хондрули, сферични објекти со големина на милиметар кои потекнуваат од слободно лебдечки, стопени или делумно стопени капки во вселената; поголемио број на хондрули се богати со силикатни минерали оливин и пироксен.
 
Хондритите исто така содржат огноотпорни опфати (вклучувајќи Ca-Al), кои се меѓу најстарите објекти кои се формирале во Сончевиот Систем, честички богати со метален Fe-Ni и сулфиди, и изолирани зрна од силикатни минерали. Остатокот од хондритите се состои од ситнозрнеста (микрометарска или помала) прашина, која може да биде присутна како матрица на карпата или може да формира рабови или обвивки околу поединечни хондрули и огноотпорни инклузии. Вградени во оваа прашина се претсончеви зрна, кои датираат од пред формирањето на Сончевиот Систем и потекнуваат од друго место во галаксијата. Хондрулите имаат посебна текстура, состав и минералогија, а нивното потекло продолжува да биде предмет на одредена дебата. Научната заедница генерално прифаќа дека овие сфери се формирани со дејство на ударен бран кој поминал низ Сончевиот Систем, иако постои мала согласност за причината за овој ударен бран.
Во една статија објавена во 2005 година се предлага дека гравитационата нестабилност на гасовитиот диск кој го формирал Јупитер генерирал ударен бран со брзина од повеќе од 10 км/с, што резултирало со формирање на хондрулите.
3 Класификација на хондрити
Хондритите се поделени во околу 15 различни групи врз основа на нивната минералогија, хемиски состав и состав на изотопи на кислород . Различните хондритни групи веројатно потекнуваат од одделни астероиди или групи на сродни астероиди. Секоја хондритна група поседува карактеристична мешавина од хондрули, огноотпорни инклузии, матрица (прашина) и други компоненти и карактеристична големина на зрната. Други начини за класификација на хондритите вклучуваат атмосферско распаѓање и шок.
Хондритите може да се категоризираат и според нивниот петролошки тип, што претставува степенот до кој тие биле топлински метаморфозирани или водно изменети (им се доделува број помеѓу 1 и 7). Хондрулите во хондрит на кој му е доделен „3“ не се изменети. Поголемите броеви означуваат зголемување на топлинската метаморфоза до максимум 7, каде што хондрулите се уништени. Броеви помали од 3 се даваат на хондрити чии хондрули се изменети од присуството на вода, до 1, каде што хондрулите се уништени од оваа промена.
Синтеза на различните модели за класификација е дадена во табелата подолу.
Тип, Подтип, Различни карактеристики/Карактер на хондрул, Ознака на букви
Енстатит хондрити, Изобилен, Е3, ЕХ3, ЕЛ3
Различен, E4, EH4, EL4
Помалку различни, E5, EH5, EL5
Нејасно, E6, EH6, EL6
Растопено, E7, EH7, EL7
Обични хондрити, H, Изобилен, H3–H3,9
Различен, H4
Помалку различни, H5
Нејасно, H6
Растопено, H7
L, Изобилен, L3–L3,9
Различен, L4
Помалку различни, L5
Нејасно, Л6
Растопено, L7
LL, Изобилен, LL3–LL3,9
Различен, LL4
Помалку различни, LL5
Нејасно, LL6
Растопено, LL7
Јаглеродни хондрити, Ивуна, Филосиликати, магнетит, CI
Мигеј, Филосиликати, Оливин, CM1–CM2
Вигарано, Оливини богати со железо, калциум минерали и алуминиум, CV2–CV3.3
Ренацо, Филосиликати, оливин, пироксен, метали, КР
Орнанс, Оливин, пироксен, метали, калциум минерали и Al, CO3–CO3.7
Карунда, Оливин, калциумови минерали и Al, ЦК
Бенкубин, Пироксен, метали, ЦБ
Лонгана, Хондрули и CAI, метали, КЛ
Високо железо, Пироксен, метали, оливин, CH
Тагиш Езеро, Филосиликати, магнетит, Ca-Mg-Fe карбонати, TAG
Какангари - тип, К
Румурутиити, Оливин, Пироксени, Плагиокласи, Сулфиди, Р
3.1 Енстатит хондрити
Енстатитните хондрити (исто така познати како хондрити од типот Е) се ретка форма на метеорити за кој се смета дека сочинуваат само околу 2% од хондритите кои паѓаат на Земјата. Моментално се познати само околу 200 хондрити од типот Е. Поголемиот дел од овие хондрити се или пронајдени на Антарктикот или се собрани од Американското национално здружение за метеорологија. Тие имаат склонетост да содржат високо ниво на минералот енстатит (MgSiO<sub>3</sub>), од кој го добиваат своето име.
Хондритите од типот Е се меѓу најхемиските редуцираните познати карпи, при што поголемиот дел од нивното железо е во форма на метал или сулфид, а не како оксид. Ова укажува дека тие се формирале во област каде што немало кислород, веројатно во рамките на орбитата на Меркур.
3.2 Обични хондрити
Обичен хондрит LL6Пном Пен Хондрит L6 – 1868 годинаЕл Менија Обичен хондрит L5 - 2023 годинаОбичните хондрити се убедливо најчестиот вид метеорит кој паѓа на Земјата: околу 80% од сите метеорити и над 90% од хондритите се обични хондрити. Тие содржат изобилство хондрули, ретка матрица (10–15% од карпата), малку огноотпорни инклузии и променливи количини на метал Fe–Ni и троилит (FeS). Нивните хондрули се генерално во опсег од 0,5 до 1 милиметри во пречник. Обичните хондрити се разликуваат хемиски по нивните осиромашувања во огноотпорни литофилни елементи, како што се Ca, Al, Ti и реткоземни елементи, во однос на Si, а изотопски по нивните невообичаено високи соодноси <sup>17</sup>O/<sup>16</sup>O во однос на <sup>18</sup>O/<sup>16</sup>O во споредба со Земјините карпи.
Поголемиот дел од нив, но не сите, обични хондрити доживеале значителен степен на метаморфизам, достигнувајќи температури далеку над 500°C на матичните астероиди. Тие се поделени во три групи, кои имаат различни количини на метал и различни количини на железо:
* H хондритите имаат високо вкупно железо и високо метален Fe (15–20% Fe–Ni метал по маса ) и помали хондрули од L и LL хондритите. Тие се формираат од бронзит, оливин, пироксен, плагиоклаз, метали и сулфиди и ~42% од обичните паѓања на хондрити припаѓаат на оваа група
* L хондритите имаат ниска вкупна содржина на железо (вклучувајќи 7–11% Fe–Ni метал по маса). ~46% од обичните паѓања на хондрити припаѓаат на оваа група, што ги прави најчестиот вид метеорит што паѓа на Земјата.
* LL хондритите имаат ниска вкупна содржина на железо и ниска содржина на метали (3–5% Fe–Ni метал по маса, од кои 2% е метален Fe, а содржат и бронзит, олигоклас и оливин). Само 1 од 10 обични хондритни паѓања припаѓаат на оваа група.
Пример за оваа група е метеоритот NWA 869.
3.3 Јаглеродни хондрити
Јаглеродниот хондрит CV3 кој паднал во Мексико во 1969 годинаЈаглероден хондрит NWA 13887 CO3Јаглеродните хондрити (исто така познати како хондрити од C-тип) сочинуваат помалку од 5% од хондритите кои паѓаат на Земјата. Тие се карактеризираат со присуство на јаглеродни соединенија, вклучувајќи аминокиселини. Се смета дека се формирале најдалеку од сонцето од сите хондрити, бидејќи имаат најголем процент на испарливи соединенија. Друга нивна главна карактеристика е присуството на вода или на минерали кои се изменети од присуството на вода.
Постојат многу групи на јаглеродни хондрити, но поголемиот дел од нив се разликуваат хемиски според збогатувањата во огноотпорните литофилни елементи во однос на Si и изотопски по невообичаено ниските соодноси од <sup>17</sup>O/<sup>16</sup>O во однос на <sup>18</sup>O/<sup>16</sup> O, во споредба со земјените карпи. Сите групи на јаглеродни хондрити освен CH групата се именувани според карактеристичен тип на примерок:
* CI (тип Ивуна) хондритите целосно немаат хондрули и огноотпорни инклузии; тие се составени речиси исклучиво од ситнозрнест материјал кој доживеал висок степен на водена промена на матичниот астероид. CI хондритите се високо оксидирани, бречирани карпи, кои содржат изобилство на магнетит и сулфатни минерали, а им недостасува метален Fe. Спорно е дали некогаш имале хондрули и огноотпорни инклузии кои подоцна биле уништени за време на формирањето на водни минерали, или никогаш немале хондрули на прво место. CI хондритите се значајни бидејќи нивниот хемиски состав многу наликува на оној на сончевата фотосфера, занемарувајќи го водородот и хелиумот. Така, тие имаат „најпримитивен“ состав од сите метеорити и често се употребуваат како стандард за проценка на степенот на хемиска фракционација што ја доживуваат материјалите формирани низ целиот Сончев Систем.
* CO (Орнанс) и CM (тип Мигеј) хондритите се две поврзани групи кои содржат многу мали хондрули, претежно од 0,1 до 0,3 милиметри во пречник; огноотпорните инклузии се доста изобилни и имаат слични големини на хондрулите.
** CM хондритите се составени од околу 70% ситнозрнест материјал (матрица), а повеќето претрпеле голема водена промена. Многу проучениот Мерчисонов метеорит, кој паднал во Австралија во 1969 година, е најпознатиот член на оваа група.
** CO хондритите имаат само околу 30% матрица и доживеале многу мала водена промена. Поголемиот дел доживеале мал степен на роплински метаморфизам.
* CR (тип Ренацо), CB (тип Бенкубин) и CH (високо метални) јаглеродни хондрити се три групи кои се смета дека се поврзани според нивниот хемиски и кислороден изотопски состав. Сите се богати со метален Fe-Ni, при што CH и особено CB хондритите имаат поголем процент на метал од сите други хондритни групи. Иако CR хондритите се очигледно слични во повеќето аспекти со другите хондритни групи, потеклото на CH и CB хондритите е донекаде спорно. Некои истражувачи заклучуваат дека голем дел од хондрулите и металните зрна во овие хондрити можеби се формирале со ударни процеси откако „нормалните“ хондрули веќе се формирале, и затоа тие можеби не се „вистински“ хондрити.
** CR хондритите имаат хондрули кои се слични по големина со оние кај обичните хондрити (близу 1 милиметри), неколку огноотпорни инклузии, а матрицата сочинува речиси половина од карпата. Голем број на CR хондрити доживеале обемна водена промена, но некои претежно го избегнале овој процес.
** CH хондритите се извонредни по нивните многу ситни хондрули, обично само околу 0,02 милиметри (20 микрометри) во пречник. Тие имаат мал дел од подеднакво ситни огноотпорни инклузии. Прашливиот материјал се јавува како дискретни класти, а не како вистинска матрица. CH хондритите се одликуваат и со екстремно осиромашување на испарливи елементи.
** CB хондритите се јавуваат во два вида, од кои двата се слични на CH хондритите според тоа што се во голема мера осиромашени со испарливи елементи и богати со метал. CB<sub>a</sub> (подгрупа a) хондритите се грубо зрнести, со големи, често cm-големини хондрули и метални зрна и речиси без огноотпорни инклузии. Хондрулите имаат необични текстури во споредба со поголемиот дел од другите хондрити. Како и кај CH хондритите, прашкастиот материјал се јавува единствено во дискретни класти и нема ситнозрнеста матрица. CB<sub>b</sub> (подгрупа b) хондритите содржат многу помали (mm-големини) хондрули и содржат огноотпорни инклузии.
* CV (тип Вигарано) хондритите се карактеризираат со хондрули со милиметарска големина и изобилство на огноотпорни инклузии сместени во темна матрица која опфаќа околу половина од карпата. CV хондритите се познати по спектакуларните огноотпорни инклузии, од кои некои достигнуваат големина од сантиметри, и тие се единствената група која содржи карактеристичен тип на големи, некогаш стопени инклузии. Хемиски, CV хондритите имаат најголемо изобилство на огноотпорни литофилни елементи од која било друга хондритна група. CV групата го вклучува извонредниот пад на Аленде во Мексико во 1969 година, кој станаледен од најраспространетите и, секако, најдобро проучен метеорит во историјата.
* CK (тип Каронда) хондритите се хемиски и текстурално слични на CV хондритите. Сепак, тие содржат многу помалку огноотпорни инклузии од CV, тие се многу повеќе оксидирани карпи, а поголемиот дел од нив доживеале значителни количини на топлински метаморфизам (во споредба со CV и сите други групи на јаглеродни хондрити).
* CL (тип Лунгана) хондритите се во голема мера хондрули и CAI, соодветно со ниска содржина на матрица и испарливи материи, со елементи во трагови слични на CR. Тројна местоположба на кислород во близина на CV-CK областа.
* Негрупирани јаглеродни хондрити: Голем број хондрити се јасно членови на класата јаглеродни хондрити, но не спаѓаат во ниту една од групите. Тие вклучуваат: метеоритот од езерото Тагиш, кој паднал во Канада во 2000 година и е средна точка помеѓу CI и CM хондритите; и Acfer 094, екстремно примитивен хондрит кој дели својства и со CM и со CO групите.
3.4 Какангари хондрити
Три хондрити формираат она што е познато како група К (тип Какангари): Какангари, LEW 87232 и Lea Co. 002. Тие поседуваат големи количини на состав на прашкаста матрица и изотопи на кислород слични на јаглеродните хондрити, високо редуцирани минерални состави и високи количини на метали (6% до 10% според волумен) кои се најмногу слични на енстатитните хондрити, и концентрации на рефракторни литофилни елементи кои се најмногу слични на обичните хондрити.
Многу од нивните други карактеристики се слични на O, E и C хондритите.
3.5 Румурути хондрити
Хондритите од типот Румурути (R) се многу ретка група, со само еден документиран истек од речиси 900 документирани истекувања на хондрити. Тие имаат голем број заеднички својства со обичните хондрити, вклучувајќи слични типови на хондрули, малку огноотпорни инклузии, сличен хемиски состав за повеќето елементи и фактот дека соодносите <sup>17</sup>O/16<sup>O</sup> се аномално високи во споредба со Земјините карпи. Сепак, постојат значајни разлики помеѓу R хондритите и обичните хондрити: R хондритите имаат многу повеќе прашкаст матричен материјал (околу 50% од карпата); тие се многу повеќе оксидирани, содржат малку метален Fe–Ni; а нивните збогатувања во <sup>17</sup>O се повисоки од оние на обичните хондрити. Речиси целиот метал кој го содржат е оксидиран или во форма на сулфиди. Тие се состојат од помалку хондрули од E хондритите и се смета дека доаѓаат од реголит на астероид.
4 Композиција
Бидејќи хондритите се акумулирале од материјал кој се формирал многу рано во историјата на Сончевиот Систем, и бидејќи хондритските астероиди не се стопиле, тие имаат многу примитивни состави. „Примитивни“, во оваа смисла, значи дека големото количество на повеќето хемиски елементи не се разликува многу од оние што се мерени со спектроскопски методи во фотосферата на сонцето, што пак треба да биде добро репрезентативно за целиот Сончев Систем (за да се направи таква споредба помеѓу гасовит објект како сонцето и карпа како хондрит, научниците избираат еден елемент што формира карпа, како што е силициум (Si), за да го користат како наводна точка, а потоа ги споредуваат соодносите. Така, атомскиот сооднос на Mg/Si измерен на сонцето (1,07) е ист со оној измерен во CI хондрити ).
Иако сите состави на хондрити може да се сметаат за примитивни, постојат варијации меѓу различните групи, како што е опишано погоре. CI хондритите се смета дека се речиси сти по состав со сонцето за сите освен за елементите кои формираат гас (на пр., водород (H), јаглерод (C), азот (N) и благородни гасови: хелиум (He), неон (Ne), аргон (Ar) итн.). Другите хондритни групи отстапуваат од составот на сонцето (т.е. тие се ''фракционирани'') на многу систематски начини:
* Во одреден момент за време на формирањето на голем дел од хондритите, честичките од метал делумно се одделиле од честичките од силикатни минерали. Како резултат на тоа, хондритите што доаѓаат од астероиди кои не се натрупувале со својот целосен состав на метал (на пр., L, LL и EL хондрити) се осиромашени со сите сидерофилни елементи, додека оние што натрупувале премногу метал (на пр., CH, CB и EH хондрити) се збогатени со овие елементи во споредба со сонцето.
* На сличен начин, иако точниот процес не е многу добро разбран, високо огноотпорните елементи како Ca и Al се одделиле од помалку огноотпорните елементи како Mg и Si и не биле рамномерно земени примероци од секој астероид. Матичните тела на многу групи јаглеродни хондрити содржат прекумерно земени зрна богати со огноотпорни елементи, додека оние на обичните и енстатитните хондрити биле дефицитарни со нив.
* Нема хондрити освен CI групата формирана со целосен, сончев комплемент од испарливи елементи. Општо земено, нивото на осиромашување одговара на степенот на испарливост, каде што најиспарливите елементи се најисцрпени.
5 Петролошки типови
Групата на хондритот е одредена според неговите ''примарни'' хемиски, минералошки и изотопски карактеристики. Степенот до кој тој е под влијание на ''секундарните'' процеси на топлинскиот метаморфизам и водена промена на матичниот астероид е означен со неговиот петролошки тип, кој се појавува како број што следи по името на групата (на пр., LL5 хондрит припаѓа на LL групата и има петролошки тип 5). Тековниот модел за опишување на петролошки типови е осмислена од Ван Шмус и Вуд во 1967 година.
Моделот од петролошки тип, создадена од Ван Шмус и Вуд, всушност се две одделни модели, едната опишува водена алтерација (типови 1-2) и една опишува топлински метаморфизам (типови 3-6). Делот од системот што се однесува на водната алтерација функционира на следниов начин:
* Тип 1 првично се употребувал за означување на хондрити на кои им недостасувале хондрули и кои содржеле големи количини на вода и јаглерод. Денешното користење на тип 1 е едноставно за означување на метеорити кои доживеале обемна водена промена, до тој степен што поголемиот дел од нивниот оливин и пироксен се променети во водни фази. Оваа промена се случила на температури од 50 до 150°C, па хондритите од тип 1 биле топли, но не доволно топли за да доживеат топлински метаморфизам. Членовите на CI групата, плус неколку високо изменети јаглеродни хондрити од други групи, се единствените случаи на хондрити од тип 1.
* Хондритите од тип 2 се оние кои доживеале обемна водена промена, но сепак содржат препознатливи хондрули, како и примарен, непроменет оливин и/или пироксен. Ситнозрнестата матрица е генерално целосно хидрирана, а минералите во хондрулите може да покажат различни степени на хидратација. Оваа промена веројатно се случила на температури под 20°C, и повторно, овие метеорити не се топлински метаморфозирани. Речиси сите CM и CR хондрити се петролошки тип 2; со исклучок на некои негрупирани јаглеродни хондрити, ниеден друг хондрит не е тип 2.
Делот од моделот за топлински метаморфизам опишува постојана низа на промени во минералогијата и текстурата што ги придружуваат зголемените метаморфни температури. Овие хондрити покажуваат малку докази за ефектите од водната промена:
* Хондритите од тип 3 покажуваат ниски степени на метаморфизам. Тие често се нарекуваат неурамнотежени хондрити бидејќи минералите како оливин и пироксен покажуваат широк спектар на состави, одразувајќи формирање под широк спектар на услови во сончевата маглина. (Хондритите од тип 1 и 2 се исто така неурамнотежени.) Хондритите кои остануваат во речиси беспрекорна состојба, при што сите компоненти (хондрули, матрица, итн.) имаат речиси ист состав и минералогија како кога се насобирале на матичниот астероид, се означени како тип 3.0. Како што петролошкиот тип се зголемува од тип 3.1 до 3.9, се случуваат длабоки минералошки промени, почнувајќи од прашкастата матрица, а потоа сè повеќе влијаат на покрупнозрнестите компоненти како што се хондрулите. Хондритите од тип 3.9 сè уште изгледаат површно непроменети бидејќи хондрулите го задржуваат својот оригинален изглед, но сите минерали се засегнати, главно поради дифузија на елементи помеѓу зрна со различен состав.
* Хондритите од тип 4, 5 и 6 се сè повеќе изменети со топлински метаморфизам. Ова се рамнотежни хондрити, кај кои составот на повеќето минерали станал доста хомоген поради високите температури. До тип 4, матрицата е целосно рекристализирана и груба по големина на зрната. До тип 5, хондрулите почнуваат да стануваат нејасни и матрицата не може да се разликува. Кај хондритите од тип 6, хондрулите почнуваат да се интегрираат со она што некогаш била матрица, а малите хондрули можеби повеќе не се препознатливи. Како што напредува метаморфизмот, многу минерали се грубуваат и се формираат нови, метаморфни минерали како што е фелдспат.
Некои работници ја прошириле метаморфниот модел на Ван Шмус и Вуд за да вклучат и тип 7, иако не постои консензус дали ова е потребно. Хондритите од тип 7 ги доживеале највисоките можни температури, под оние потребни за топење. Доколку се случи почетокот на топењето, метеоритот веројатно би се класифицирал како примитивен ахондрит наместо како хондрит.
Сите групи на обични и енстатитски хондрити, како и R и CK хондритите, го покажуваат целиот метаморфен опсег од тип 3 до 6. CO хондритите се состојат единствено од членови од тип 3, иако тие опфаќаат опсег на петролошки типови од 3,0 до 3,8.
6 Присуство на вода
Овие метеорити или содржат дел од вода или минерали кои се изменети од водата. Ова покажува дека астероидот од кој потекнуваат овие метеорити мора да содржел вода. На почетокот на Сончевиот Систем, ова би било присутно како мраз, а неколку милиони години по формирањето на астероидот, мразот би се стопил, дозволувајќи течната вода да реагира со и да ги измени оливините и пироксените. Се смета дека формирањето на реки и езера на астероидот било малку веројатно доколку бил доволно порозен за да дозволи водата да се пробие кон неговата внатрешност, како што се случува во копнените водоносни слоеви.
Се смета дека е можно дел од водата присутна на Земјата да доаѓа од ударот на кометите и јаглеродните хондрити со земјината површина.
7 Потеклото на животот
Јаглеродните хондрити содржат повеќе од 600 органски соединенија кои се синтетизирани на различни места и во различни времиња. Овие органски соединенија ги вклучуваат: јаглеводороди, карбоксилни киселини, алкохоли, кетони, алдехиди, амини, амиди, сулфонски киселини, фосфонски киселини, аминокиселини, азотни бази итн. Овие соединенија можат да се поделат во три главни групи: фракција што не е растворлива во хлороформ или метанол, јаглеводороди растворливи во хлороформ и фракција што е растворлива во метанол (која ги вклучува аминокиселините).
Првата фракција се смета дека потекнува од меѓуѕвездениот простор, а соединенијата кои припаѓаат на другите фракции потекнуваат од планетоид. Предложено е дека аминокиселините се синтетизирале во близина до површината на планетоидот со радиолиза (дисоцијација на молекули предизвикана од зрачење) на јаглеводороди и амониум карбонат во присуство на течна вода. Покрај тоа, јаглеводородите можеби се формирале длабоко во планетоидот со процес сличен на Фишер-Тропшевиот процес. Овие услови би можеле да бидат аналогни на настаните што го предизвикале потеклото на животот на Земјата.
Мерчисонскиот метеорит е темелно проучен; паднал во Австралија во близина на градот кој го носи неговото име на 28 септември 1969 година. Тој е CM2 и содржи вообичаени аминокиселини како што се глицин, аланин и глутаминска киселина, како и други помалку вообичаени како што се изовалин и псевдолеуцин.
Два метеорити собрани на Антарктикот во 1992 и 1995 година биле пронајдени богати со аминокиселини, кои се присутни во концентрации од 180 и 249 ppm (јаглеродните хондрити нормално содржат концентрации од 15 ppm или помалку). Ова би можело да укаже дека органскиот материјал е позастапен во Сончевиот Систем отколку што се верувало претходно, и ја зацврстува идејата дека органските соединенија присутни во првобитната супа можеби имаат вонземско потекло.