The Reflectance Spectra of CV-CK Carbonaceous chondrites from the Near Infrared to the Visible
碳质球粒陨石是迄今为止代表富含碳的小行星的唯一可用样品，为了将来能够与隼鸟2号和OSIRIS-Rex等飞行任务返回的样品进行比较，了解它们的物理特性非常重要。未来对小行星原始类别的定性，其中一些是样本返回任务的目标，需要更好地了解它们的矿物学，暴露于空间风化的后果，以及两者如何影响这些物体的反射行为。在本文中，两个化学相关的碳质方解石组，正是Vigrano（CV）和Karoonda（CKs）的反射光谱进行了测量和比较。现有的样品组包括抛光部分，显示不同的岩石类型：从3（非常低程度的热变质）到5（高度的热变质）。我们发现，反射特性和Cg小行星反射率类指向一个共同的南极水库的CV-CK小行星碰撞演变的比较。在这种情况下，CV和CK球粒陨石可能起源于221 Eos小行星家族，但由于其碰撞破裂，这两个球粒陨石群分别演化，经历了不同的热变质，退火和空间风化阶段。
2021-08-03 astro-ph.EP
The Ni isotopic composition of Ryugu reveals a common accretion region for carbonaceous chondrites
本研究通过分析龙宫星与CI球粒陨石的镍同位素组成，提出二者与其他碳质球粒陨石的同位素差异源于尘埃颗粒吸积效率不同，而非形成区域不同，支持碳质球粒陨石有共同吸积区的结论。
2024-10-05 astro-ph.EP
A plausible link between the asteroid 21 Lutetia and CH carbonaceous chondrites
行星学研究的一个关键课题是建立原始陨石与其母小行星之间的联系。在这项研究中，我们调查的可行性之间的连接小行星类似于21 Lutetia，在2010年7月遇到的罗塞塔任务，和CH 3碳质球粒陨石Pecora悬崖91467（PCA 91467）。在紫外到近红外（0.3到2.2 μm）和中红外到热红外（2.5到30.0 μm或4000到~333 cm^-1）范围内采集了这颗陨石的几个光谱，这里将它们与小行星21 Lutetia的光谱进行了比较。这颗CH 3陨石和21 Lutetia陨石在吸收带和整体光谱行为上有几处相似之处。考虑到Lutetia的体积密度与CH陨石相似，我们认为这颗小行星可能与这些陨石的母体相似或相关，如果不是母体本身的话。然而，先前的研究中指出的Lutetia的表面多样性表明，它可能同时与其他类型的Alcantes有关。未来发现更多未风化的CH陨石，可以更深入地了解这个富含金属的碳质陨石家族与21 Lutetia或其他无特征的、可能水合的高丰度小行星之间的可能联系。
2016-07-05 astro-ph.EP
Hybrid accretion of carbonaceous chondrites by radial transport across the Jupiter barrier
了解球粒陨石成分的起源及其吸积途径对于解开原行星盘中质量传输的量级、类地行星区域的吸积历史以及推而广之，其益生元库存至关重要。在这里，我们跟踪遗产的原始组件从相对不变的CV球粒陨石Leoville通过其质量独立的铬和质量依赖的锌同位素组成。如此详细地研究这些陨石碎片揭示了球粒的洋葱壳结构，其特征是54Cr和66Zn贫乏的核心被越来越多的54Cr和66Zn丰富的火成岩边缘和细粒尘埃的外层所包围。这被解释为一个渐进的增加54铬和66锌丰富，CI样的材料，这些碳质方解石的增生区域。我们的研究结果表明，所观察到的铬同位素范围球粒从更多的蚀变CV陨石是球粒和基质之间的化学平衡的结果，在次生蚀变。莱奥维尔陨石球粒核心的贫54铬性质意味着形成于内太阳系，随后大量向外的陨石球粒运输通过木星屏障。与此同时，CI类粉尘向内转移。我们建议，吸积地球获得CI类尘埃通过这种机制在磁盘的寿命。这种球粒和基质的径向混合显示了木星作为有效屏障的有限能力，并随着时间的推移保持了非碳质和碳质球粒陨石的二分法。最后，也考虑到目前的天体物理模型，我们探讨内和外太阳系的CV球粒陨石母体的起源。
2021-03-03 astro-ph.EP
The iron record of asteroidal processes in carbonaceous chondrites
在陆地研究中，铁的价态被用来追踪原生硅酸盐岩石的水解作用。在这里，我们使用类似的方法来表征二次过程，即热变质和水蚀变，影响碳质泥岩。在一系列36 CM、9 CR、10 CV和2 Cl样品上进行Fe-K边缘处的X射线吸收近边结构光谱。在所研究的四组碳质方解石中，观察到铁氧化指数（IOI = [2（（Fe 2+）+ 3（Fe 3+））]/FeTOT）与氢含量之间的相关性。然而，在CM组，其中一个渐进的蚀变序列已被定义，Fe 3+到Fe 2+的转换是观察到的水蚀变程度的增加。铁的这种还原可以通过第二相的矿物学演变来解释。在经历了一些热变质作用的少数CM辉长岩的情况下，除了水蚀变，氧化还原记忆的水蚀变是存在的：一个显着的分数3+ 2+ 0铁是存在的，连同铁，有时铁。从我们的数据集来看，CR曲线显示IOI的范围更广，从1.5到2.5。在所有考虑的CR沸石中，铁的三种氧化态共存。即使在变化最小的CR磷灰石中，Fe 3+的分数也可能很高（MET 00426为30%）。这一观察结果证实，氧化铁已被整合在形成细晶粒的无定形材料在基质中。最后，CV磁铁矿的IOI不反映基于金属和磁铁矿比例的还原/氧化分类，但与岩相类型密切相关。因此，CV方解石中铁的价态似乎与热历史关系最密切，而不是水蚀变，即使这些过程可以同时发生。
2021-04-01 astro-ph.EP
Comparing the reflectivity of ungrouped carbonaceous chondrites with that of short period comets like 2P/Encke
目标。由这些彗星分裂产生的小行星复合体的存在表明，演化的彗星也可以产生能够作为陨石生存的高强度材料。我们选择了彗星2 P/Encke作为例子，它是所谓的金牛座复合体中最大的物体之一。我们比较了这颗彗星的反射光谱与一些南极未分组的碳质陨石的实验室光谱，以研究这些陨石中的一些是否可能与演化的彗星。方法.我们比较了2 P/Encke的光谱行为与实验室碳质方解石的光谱。普通碳质球粒陨石群的不同标本与2 P/Encke彗星的整体特征和斜率并不匹配。在尝试异常碳质陨石时，我们发现了两块陨石，陨石山01017和格罗夫纳山95551，它们可能是形成这颗短周期彗星的黑暗物质的良好代表。我们假设这两块陨石可能是罕见的幸存样本，无论是来自金牛座复合体还是其他成分相似的天体。无论如何，在这些南极发现中很难摆脱陆地风化的影响，需要进一步的研究。未来从所谓的休眠彗星返回的样本也可能有助于建立形成演化的短周期彗星的材料的地面真相。结果作为一个自然的结果，我们认为，确定2 P/Encke形成材料的良好代理可能对未来的样本返回任务产生有趣的影响，这些任务是进化的，潜在的休眠或灭绝的彗星。了解演化彗星的组成性质，对于今后减轻这些黑暗和危险的抛射体的撞击危险特别重要。
2020-07-13 astro-ph.EP
Origin of isolated olivine grains in carbonaceous chondrites
我们报告的微观，阴极发光，化学和O同位素测量的FeO-穷人孤立的橄榄石颗粒（IOG）在碳质的Alkantes Allantis（CV 3），西北非洲5958（C2-ung），西北非洲11086（CM 2-an），艾伦山77307（CO3.0）。与真正的I型陨石球粒在岩石学、化学和同位素方面的普遍相似性证实了IOG是从它们衍生出来的。的同心CL分区，反映了耐火元素的减少向边缘，并经常镶边顽火辉石作为证据的相互作用的IOG与气体作为独立的对象。这表明它们是在陨石球粒仍处于部分熔融状态时被溅出的。富CaO耐火镁橄榄石，这是有限的$Δ^{17}O < -4\permil$可能逃脱平衡在较低的温度，因为它们的大尺寸和可能更快的淬火。因此，IOG见证了球粒形成区的频繁碰撞。
2021-01-25 astro-ph.EP
Thermal Alteration of Labile Elements in Carbonaceous Chondrites
碳质球粒陨石是太阳系中最古老的可供研究的行星物质之一。CI群的元素丰度与太阳光球层的元素丰度相似。特别感兴趣的碳质球粒陨石组合物是不稳定的元素，蒸发和流动有效地在后增生母体加热事件。因此，它们可以记录整个小行星演化过程中的低温蚀变事件。然而，行星材料中不稳定元素移动的确切性质是未知的。在这里，我们的特点是热引起的运动的不稳定元素S，As，Se，Te，Cd，Sb，Hg在碳质辉长岩进行实验模拟热变质过程中的挥发性元素动员。在低至500 K的温度下，该过程导致某些元素的明显损失。这项工作建立在以前的原始陨石实验室加热实验，并显示了球粒陨石成分的温度漂移的敏感性。在不同的陨石群中，S和Hg等元素对温度的反应最活跃。原始陨石中的不稳定元素活动对于量化太阳系历史早期小行星上发生的元素分馏至关重要。这项工作与保持OSIRIS-REx飞行任务小行星（101955）Bennu的原始样本和限制Bennu过去的轨道历史有关。此外，我们讨论了近地小行星表面过程的热效应，包括“岩石彗星”，如（3200）法厄同的热历史。这项工作对于限制从小行星风化层中提取的蒸发水中污染物的浓度也至关重要，这是未来持续的机器人和人类空间探索就地资源利用的一部分。
2018-12-07 astro-ph.EP
Subsolar Al/Si and Mg/Si ratios of non-carbonaceous chondrites reveal planetesimal formation during early condensation in the protoplanetary disk
非碳质方解石中的Al/Si和Mg/Si比低于太阳能（即，CI碳质陨石和地球形成鲜明对比，后者富含难熔元素，Mg/Si比为太阳能或更大。我们表明，形成的第一代的星子在冷凝的耐火元素意味着随后形成的残留冷凝物与强烈的亚太阳的Al/Si和Mg/Si比。残余冷凝物与具有太阳能耐火材料/Si元素比率的不同量的材料的混合解释了非碳质耐火材料的Al/Si和Mg/Si值。为了定量地匹配观测到的比率，我们发现第一微行星应该在盘的温度为~ 1，330 - 1，400 K时吸积，这取决于压力，并假设盘的太阳C/O比率。我们将讨论这个模型如何与我们目前的理解磁盘的演变，晶粒动力学，和微行星的形成。我们还将讨论扩展到中等挥发性元素（例如，Na），解释了这些元素在非碳质方解石中的贫化如何可能与难熔元素的贫化相关（例如，Al）。扩展到铬的分析，我们发现的证据比太阳能的C/O比在原太阳盘的气体时/从分馏气体冷凝发生。最后，我们讨论了超太阳的Al/Si和Mg/Si比的地球是由于我们的星球的质量的~40%的吸积从第一代的富耐火星子的可能性。
2020-03-11 astro-ph.EP
A hypothesis on the origin of C-type asteroids and carbonaceous chondrites
根据观测和理论结果，提出了一个关于C型小行星和碳质小行星起源的假说。C型和接近BGF型的小行星可以由木星生长带中存在的水分异（由于26 Al和其他短寿命同位素衰变）体的核心中积累的水合硅酸盐有机物质形成。这类天体在形成的最后阶段被木星引力散射到主要的小行星带，可能导致其原始物质在许多小行星和/或小行星母体表面碎裂和重新吸积。这一假说澄清了一系列长期以来令人困惑的事实，其中主要有以下几点。谷神星的低丰度和碳质-碳酸盐质表面性质与其可能的分异结构和冰壳相矛盾（如：例如，在一个实施例中，Thomas等人，2005，Nature 437：224-226; Castillo-Rogez等人，2010，伊卡洛斯205，443-459），但它可以解释为原始物质下降的过程。在许多高温类型的小行星表面上发现了非典型的水合硅酸盐（可能是碳质-碳酸盐物质的一种成分）（Rivkin等人，1995，Icarus 117：90-100; Rivkin等人，2000，Icarus 145：351-368; Busarev，1998，Icarus 131：32-40; Busarev，2002，太阳系研究36：39-47），这可能是在它们表面上的碳质-方解石物质沉淀的结果。一些碳质磁铁是单向磁化的（例如，例如，在一个实施例中，Stacey等人，1961年，J. Geophys. Res. 66：1523-1534…
2012-11-13 astro-ph.EP
A history of violence: insights into post-accretionary heating in carbonaceous chondrites from volatile element abundances, Zn isotopes, and water contents
碳质碳酸盐岩（CC）可能是水、挥发性和中等挥发性元素到地球的载体。调查这些元素的丰度，它们的相对挥发性，和同位素的状态变化的示踪元素，如锌，并将这些观测到的水含量，提供了至关重要的信息的过程中，这些物种的丰度和同位素签名的CC和其他行星机构。在这里，我们报告28 CC（20 CM，6 CR，1 C2-ung，和1 CV 3），以及微量元素数据的锌，在，锡，铊，铅，铋在16个样品（8 CM，6 CR，1 C2-ung，和1 CV 3），显示一系列的元素丰度从规范的情况下，强烈亏损。我们使用这些数据，水含量的数据，从文献和锌同位素研究挥发性物质的消耗，并区分封闭和开放的系统加热。微量元素数据已被用来构建CM和CR矿物元素之间的相对挥发度尺度。从挥发性最小到最大，CM型铝土矿中的氧化物为Pb-Sn-Bi-In-Zn-Tl，CR型铝土矿中的氧化物为Tl-Zn-Sn-Pb-Bi-In。这些观测结果表明，加热的CM和CR星云在彼此不同的条件下以及与太阳星云不同的条件下经历了挥发损失，例如不同的氧逸度。此外，大多数水和挥发性亏损样品高度富集重同位素Zn。总之，这些证据有力地表明，加热CM和CR陨石引起开放系统加热，剥离它们的水和挥发物伴随着，在后吸积冲击的影响。
2017-10-18 astro-ph.EP
Mixing and transport of dust in the early solar nebula as inferred from titanium isotope variations among chondrules
球粒是由太阳原行星盘中的尘埃聚集体熔化而形成的，因此为固体物质如何在盘中运输和混合提供了独特的见解。在这里，我们表明，球粒顽火辉石和普通的钙钛矿显示只有小的50 Ti的变化和分散密切围绕其主机钙钛矿的50 Ti组成。相比之下，从碳质球粒陨石的球粒具有高度可变的50 Ti组合物，其中，相对于陆地标准，范围从顽火辉石和普通球粒陨石球粒的小50 Ti赤字测量到大50 Ti过剩已知的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。这些50 Ti的变化可以归因于添加同位素异质性CAI类材料顽火辉石和普通的方解石类球粒前体。新的钛同位素数据表明，碳质球粒陨石球粒之间的同位素变化并不需要形成在广泛的轨道距离，而是可以完全占掺入的同位素异常的金块到球粒前体。因此，这些数据证明了需要在球粒陨石母体吸积之前进行盘范围的球粒运输，并且与在盘的局部区域中从给定球粒陨石群形成球粒一致。最后，碳质陨石中普遍存在富含50 Ti的物质，而非碳质陨石中缺乏这种物质，这支持了这两个陨石群来自于木星形成过程中相互隔离的圆盘区域的想法。
2017-05-10 astro-ph.EP
Assessing the metal and rare earth element mining potential of undifferentiated asteroids through the study of carbonaceous chondrites
本研究通过ICP-MS和ICP-AES分析碳质球粒陨石，揭示了未分异小行星中过渡金属、亲铁和稀土元素的丰度分布，证实C型小行星是关键材料的潜在开采源。
2025-10-31 astro-ph.EP
Spectrophotometric analysis of the Ryugu rock seen by MASCOT: Searching for a carbonaceous chondrite analog
我们分析了由MASCAM，MASCOT着陆器的相机原位获得的Ryugu岩石的图像，目的是识别可能的碳质球粒陨石（CC）类似物。岩石的反射率（相位角为$4.5^\circ \pm 0.1^\circ$的$r_{\rm F} = 0.034 \pm 0.003$）与龙谷的平均反射率一致，表明岩石是这颗小行星的典型特征。对岩石内含物的分光光度分析提供了CC族成员的线索。包裹体通常比基体亮。它们颜色的主要变化是可见光谱斜率的变化，许多夹杂物是红色或蓝色的。红色通道中的光谱变化暗示了0.7~ $μ$ m吸收带的存在，该吸收带与水合层状硅酸盐有关。夹杂物是不寻常的CC大，我们发现，它们的大小分布可能最好的匹配的Renazzo（CR2）和Leoville（CV 3）陨石。Ryugu岩石不容易适合任何CC组，这与典型的Ryugu型陨石太脆弱而无法在大气层中生存的想法一致。
2020-11-27 astro-ph.EP
Origin of isotopic diversity among carbonaceous chondrites
本文通过Cr、Ti和Te同位素数据揭示碳质球粒陨石的同位素变化源于难熔包体、球粒和CI型基质三种成分的混合，并提出盘内压力陷阱对尘埃的富集促进了外太阳系碳质球粒陨石母体的吸积。
2023-03-07 astro-ph.EP physics.geo-ph
Northwest Africa 5958: a weakly altered CM-related ungrouped chondrite, not a CI3
西北非洲（Northwest Africa，NWA）5958是2009年在摩洛哥发现的碳质球粒陨石。初步的化学和同位素数据，导致其初步分类为C3.0未分组，促使我们进行了多技术研究，这颗陨石，并提出了一个一般性的描述。NWA 5958的岩相学和化学与CM球粒陨石最相似，具有低程度的水蚀变，显然是在氧化条件下，以及第二个有限蚀变事件的证据，表现为蚀变锋。氧同位素组成，$Δ^{17}$ O = -4.3 $\permil$，比所有CM辉长岩更富含16 O，这表明，与其他成分参数一起，一个单独的母体起源。我们建议将NWA 5958重新归类为与CM群有关的未分组碳质球粒陨石。
2017-02-20 astro-ph.EP
Structure, composition, and location of organic matter in the enstatite chondrite Sahara 97096 (EH3)
采用一系列分析技术研究了非平衡顽火辉石球粒陨石Sahara（SAH）97096的不溶性有机质。由于顽火辉石被认为是在还原环境中形成的，温度高于碳质辉石，因此它们构成了一种有趣的比较材料，可以测试太阳系中IOM的非均质性，并限制可能影响IOM的过程在太阳系演化过程中。SAH 97096 IOM是在原地发现的：作为主要在球粒周围出现的细粒基质网络中的亚微米颗粒，以及作为金属结核中的夹杂物，其中碳质物质似乎更石墨化。这两种情况下的IOM具有非常相似的$δ^{15}N$和$δ^{13}C$ ;这支持金属中的石墨化夹杂物可以通过基质IOM的金属催化石墨化形成的想法。从SAH 97096的新鲜部分和陆地风化部分提取的IOM之间的详细比较表明，尽管后者的矿物蚀变程度很高，但两个IOM样品之间的相似性。孤立的IOM表现出一种异构的多芳族大分子结构，有时高度石墨化，没有任何可检测到的自由基和氘的异质性，并具有平均H-和N-同位素组成的范围内观察到的碳质方解石的值。它包含一些亚微米大小的区域，高度富集$^{15}N$（$δ^{15}N$高达1600 permil）。这些观测结果强化了这样一种观点，即在碳质陨石中发现的IOM是太阳系中普遍存在的一种常见成分。SAH 97096 IOM的大部分特征可以通过该主要组分的热改性来解释。
2015-02-01 astro-ph.EP
Thulium anomalies and rare earth element patterns in meteorites and Earth: Nebular fractionation and the nugget effect
本文报道了41种辉长岩的稀土元素组成，其中32种来自碳质（CI、CM、CO和CV）、顽火辉石（EH和EL）和普通（H、L和LL）族，9种来自顽火辉石族，2种来自顽火辉石无球粒陨石（Aubrite）族。CI球粒陨石标准化的稀土元素模式和Eu异常在普通和顽火辉石中表现出更分散在更多的变质比在不平衡的顽火辉石。这是由于在变质作用过程中，稀土元素在不同载体相中的母体再分配所致。平衡的普通方解石的稀土模式的分散解释与浓度的稀土在磷酸盐微粒的块金效应。陆源岩石和普通辉石和顽火辉石样品显示相对于钙辉石~-4.5%的负Tm异常。相比之下，CM、CO和CV（除Allanum外）未显示出显著的Tm异常。Allenitic CV球粒陨石显示出大的过量Tm（~+10%）。这些异常与陨石中II组耐火包裹体中发现的异常相似，但幅度要小得多。在陨石和陆地岩石中存在Tm异常表明：（i）太阳系内部的物质是由一个已经耗尽了耐火尘埃并携带Tm正异常的气体储层形成的;或者（ii）CI陨石富含耐火尘埃，并不代表耐火元素的太阳组成。在普通和顽火辉石和陆地岩石中观察到的Tm异常，相对于碳质顽火辉石，表明类似于碳质顽火辉石的物质必须代表地球成分的一小部分。
2015-03-30 astro-ph.EP
Meteorites and the RNA World: Synthesis of Nucleobases in Carbonaceous Planetesimals and the Role of Initial Volatile Content
生命起源的基本组成部分-生命前体分子已在碳质化石中发现。这些有机分子向冥古宙地球的外源输送可能会引发达尔文池塘中第一批RNA分子在干湿循环期间的聚合。在这里，我们调查的RNA和DNA的核碱基腺嘌呤，尿嘧啶，胞嘧啶，鸟嘌呤和胸腺嘧啶内的母体星子碳质微球的形成。最新的热化学平衡模型与一维热力学星子模型耦合用于计算核碱基浓度。与之前的研究（Pearce & Pudritz 2016）不同，我们假设初始挥发物浓度更适合碳质球粒陨石母体的形成区。这代表了更准确的宇宙化学发现，这些天体已经形成内部，$\sim 2\mathrm{-}5\,\mathrm{au}$，温暖的区域太阳系。由于这些改进，我们的模型代表了腺嘌呤和鸟嘌呤的浓度测量碳质碳酸钙。我们的模型本身并没有重现这些陨石中尿嘧啶、胞嘧啶和胸腺嘧啶的测量结果。这可以通过核碱基之间的转化反应和胸腺嘧啶的潜在分解来解释。碳质小行星中的生命前有机物质的合成可以很好地解释为i）辐射加热，ii）水化学，涉及在微行星内部特定半径范围内的几个关键过程，其中水可以以液相存在，iii）初始挥发物含量减少（H $_2$，CO，HCN，CH $_2$ O）的原行星盘材料在母体区域相比，彗星的外部区域。
2022-11-11 astro-ph.EP
Thermal alteration of CM carbonaceous chondrites: mineralogical changes and metamorphic temperatures
CM碳质球粒陨石提供了早期太阳系低温水反应的记录。一些CM榴辉岩在200 ℃至750 ℃以上的温度下也经历了短暂的水化后热变质作用。热变质作用的确切条件以及未加热和加热CM陨石之间的关系并没有很好的约束，但对于理解含水小行星的形成和演化至关重要。本文利用位置灵敏探测器X射线衍射（PSD-XRD）、热重分析（TGA）和透射红外（IR）光谱分析了14个加热的CM和未分组的碳质方解石的矿物学和水含量。我们发现，加热CM方解石进行了相同程度的水蚀变作为未加热的CM，然而，在热变质作用的矿物学最初（300至500 C）从水合层状硅酸盐的脱水无定形层状硅酸盐相。在较高的温度下（超过500 ℃），我们观察到橄榄石和铁硫化物的再结晶和金属的形成。热变质作用还导致加热的CM方解石的水含量从13wt%降低到3wt%，并且随后在IR光谱中的3微米特征的强度降低。我们估计，在水蚀变结束时，加热的CM方解石已经失去了15%至65%的水。如果撞击是变质作用的主要原因，这与20至50 GPa的冲击压力是一致的。然而，并不是所有加热的CM陨石都保留了激波特征，这表明有些陨石是被太阳辐射加热的。来自Hayabusa 2和ORSIRS-REx任务的证据表明，脱水物质在原始小行星的表面可能很常见，我们的研究结果将支持即将对小行星Ryugu和Bennu返回的样本进行分析。
2021-02-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Volatility of Sodium in Carbonaceous Chondrites at Temperatures Consistent with Low-Perihelia Asteroids
具有表面和次表面挥发物的太阳系天体，当其温度达到挥发物从固态变为气态并释放出来时，将显示出观测到的活动证据。这在彗星中最常见，其中活动是由水，二氧化碳或一氧化碳冰的升华驱动的。然而，一些天体（特别是小行星（3200）法厄同）在非常小的日心距离上显示出活动的开始，在它们达到这些冰的升华温度很久之后。我们调查是否存在于矿物基质中的钠可以作为负责这种活动的挥发性元素。我们进行的理论建模表明，钠有可能升华的条件下，法厄同经验，这取决于它是在矿物相。为了测试这一点，我们将碳质球粒陨石Allenium的样品暴露在不同的加热事件中，类似于低近日点小行星所经历的情况。我们测量了每个样品中存在的钠的变化，发现最高温度的样品在单一加热事件中显示出特定矿物相的钠的显着损失，与法厄同表面上的一天相当。在法厄同可能的特定热历史下，这种释气可能足以解释这个物体的观测活动。预计其他低近日点小行星也会观察到这种效应，并可能成为干扰低近日点小行星过程中的一个关键步骤。
2021-08-16 astro-ph.EP
Presolar Grains in Primitive Ungrouped Carbonaceous Chondrite Northwest Africa 5958
我们报告了一个相关的NanoSIMS透射电子显微镜研究未分组的碳质球粒陨石西北非洲（NWA）5958。我们在NWA 5958中确定了10个前太阳SiC颗粒，2个可能的前太阳石墨颗粒和20个前太阳硅酸盐和/或氧化物颗粒。我们建议对通常使用的太阳前氧化物和硅酸盐的分类系统进行轻微的修改，以更好地反映颗粒可能的恒星起源。NWA 5958中的基质标准化前太阳SiC丰度为$18_{-10}^{+15}$ ppm（2 $σ$），与许多未变质方解石中所见相似。相比之下，前太阳富氧相（硅酸盐和氧化物）的基质标准化丰度为$30.9_{-13.1}^{+17.8}$ ppm（2 $σ$），远低于行星际尘埃颗粒和变化最小的CR，CO和未分组的C族，但接近CM族的报告。NanoSIMS图谱还揭示了围绕1.4 $μ$ m直径页硅酸盐颗粒的不寻常的富含$^{13}$ C的（$δ^{13}$ C $\sim$ 100- 200 permil）碳质边缘。TEM分析的两个前太阳粒与可能的起源在渐近巨星分支星确定一个顽火辉石和一个铝镁尖晶石与微量铬。顽火辉石颗粒在电子束下迅速非晶化，表明部分水化。NWA 5958基质的TEM数据证实它经历了水蚀变，并支持Jacquet等人的建议。
2019-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
UV to far-IR reflectance spectra of carbonaceous chondrites. I. Implications for remote characterization of dark primitive asteroids targeted by sample-return missions
我们在这里分析了广泛的碳质陨石样品从历史性的瀑布（如Allenge，冷Bokkeveld，Kainsaz，Leoville，Murchison，Murray和Orgueil），并从美国宇航局南极收集，以获得线索的水蚀变的作用，促进反射光谱的多样性证明在最原始的球粒陨石群。我们特别关注可用于远程识别原始碳质小行星的光谱特征和行为的识别。选定的陨石标本是一个足够大的样本，以说明实验室反射光谱的稀有组碳质陨石显示出独特的功能，可用于远程表征原始小行星的光谱。通过使用两个光谱仪，我们的光谱覆盖了从0.2到25微米的全部电磁波谱谱。第一个是覆盖0.2至2微米窗口的UV-NIR光谱仪，而第二个是覆盖2至25微米窗口的衰减全反射IR光谱仪。特别是，UV-NIR窗口中的实验室分析允许通过使用标准化测量程序获得绝对反射率。我们得到的反射率光谱的标本属于CI，CM，CV，CR，CO，CK，CH，R，CB组的碳质岩加上一些未分组的，并允许识别特征和波段为每一类，再加上得到的线索母体含水蚀变的影响。这些实验室光谱可以与小行星的远程光谱进行比较，但需要考虑陆地蚀变形成（氧）氢氧化物的影响。
2013-10-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Potassium Isotope Compositions of Carbonaceous and Ordinary Chondrites: Implications on the Origin of Volatile Depletion in the Early Solar System
相对于原始太阳系的组成，太阳系的物质中的中等挥发性元素（MVE）是极度缺乏的。为了解决这个MVE亏损的起源，我们进行了系统的高精度K同位素组成的研究，16个碳质碳酸盐（CC）的类型CM 1 -2，CO 3，CV 3，CR2，CK 4 -5和CH 3和28个普通碳酸盐（OC）涵盖岩石类型3至6和化学组H，L和LL。我们观察到显着的整体钾同位素（δ 41 K）的变化（-1.54至0.70 permil）。CC的K同位素组成大大高于散装硅酸盐地球（BSE）的值，而OC显示通常低于BSE的值。CC和OC都没有显示出K同位素与化学组、岩石类型、地震级别、暴露年龄、坠落或发现事件或陆地风化之间的可分辨相关性。钾同位素和钾含量之间缺乏明显的趋势，表明钾同位素分馏与相对元素钾贫化是解耦的。CC中K同位素变化的范围与四组分（球粒、耐火夹杂物、基质和水）混合模型一致，该模型能够解释主要CC组的散装元素和同位素组成，但需要球粒中K同位素组成的分馏。我们建议，主要控制组平均值的同位素组成是在星云环境中的冷凝或蒸发，保存在陨石球粒的成分变化。母体过程（水蚀变，热变质和交代作用）可以动员钾，并影响单个样品中的钾同位素。在OC的情况下，全方位的K同位素的变化只能解释的球粒，母体的水和热蚀变的大小和相对丰度的综合影响。
2020-03-23 astro-ph.EP
Possible Ribose Synthesis in Carbonaceous Planetesimals
生命的起源可能是由达尔文池塘中的第一个RNA分子在干湿循环中聚合而引发的。在碳质化石中发现了关键的生命构成单元核糖。它的外源性传递到冥古宙地球可能是RNA世界出现的关键一步。在这里，我们调查核糖的形成，通过一个简化的版本内的碳质球粒陨石母体的formose反应。在我们以前研究的基础上，我们用相同的耦合物理化学模型计算了不同大小和加热历史的星子中核糖的丰度。我们进行实验室实验，使用催化剂存在于碳质碳酸盐中，以推断在甲醛反应期间形成的所有戊糖（5Cs）中核糖的产率。这些实验室产量用于调整我们的理论模型，该模型只能预测5Cs的总丰度。我们发现计算出的核糖丰度与碳质球粒陨石中测量的丰度相似。我们讨论了核糖的化学分解和保存的可能性和派生的时间和地点在星子的限制。总之，含水甲醛糖反应可能产生碳质碳酸盐中的大部分核糖。结合我们之前对核碱基的研究，我们发现RNA世界的生命构建模块可以在母体内合成，然后传递到早期的地球上。
2022-04-04 astro-ph.EP physics.chem-ph
Matters Arising on "Breakup of a long-period comet as the origin of the dinosaur extinction" by Siraj & Loeb
Siraj & Loeb最近的出版物（2021;自然科学报告11，3803）试图恢复关于希克苏鲁伯撞击物是彗星还是小行星的争论。他们计算出，约20%的长周期彗星撞击地球将首先被太阳的洛希极限内的通道破坏，产生数千个碎片，每个碎片的大小都是希克苏鲁伯撞击器所需的大小。这将使彗星的撞击率增加约15倍，使它们像小行星一样撞击地球。他们还认为，彗星将是10倍更有可能匹配地球化学的限制，这表明希克苏鲁伯撞击物是碳质的陨石。这些结论是基于对文献的误解。Siraj和Loeb [1]高估了彗星潮汐破裂时产生的碎片数量：产生的碎片是数十个，而不是数千个。他们还将“碳质球粒陨石”与特定类型的碳质球粒陨石混为一谈，并忽略了铱的证据，使彗星似乎比小行星更有可能与希克苏鲁伯撞击物相匹配，而事实上它们可能被排除在外。而不是彗星，类似于CM或CR碳质陨石的小行星撞击物是非常有利的。
2021-06-03 astro-ph.EP
Spectral Evidence for Amorphous Silicates in Least-processed CO Meteorites and Their Parent Bodies
最少处理的碳质方解石（经历了最小的水蚀变和热变质的碳质方解石）的特点是其主要是无定形富铁的硅酸盐球粒间基质和球粒边缘。在陨石中存在大量的无定形物质表明，母体，或至少是母体的一个区域，自吸积以来经历了最小的加工。碳质方解石的CO化学组具有大量这些最少处理的样品。我们目前的可见光/近红外和中红外光谱的8个最少处理的CO陨石（岩石类型3.0-3.1）。在可见光/近红外波段，这些CO的特征在于具有广泛的弱特征，这是由Cloutis等人（2012）首次观察到的，在1.3 μ m处，并归因于富含铁的无定形硅酸盐基质材料。这一特征被观察到以1.4微米为中心的陆地未风化，最少处理的CO陨石。在中红外波长，21微米的功能，与Si-O振动的无定形材料和玻璃，也存在。这种光谱特征在高变质等级CO的近红外和中红外光谱中都不存在，因为这种材料已重结晶为结晶橄榄石。此外，来自其他化学群（CR，MET 00426和QUE 99177，以及C2-ungrouped Acfer 094）的原始陨石的光谱也显示出21微米的特征。因此，我们得出结论，1.4和21微米的功能是原始的最少处理陨石的碳质陨石的所有化学组的特点。最后，我们提出了一个IRTF+SPeX观测小行星（93）密涅瓦，在可见光/近红外光谱的相似性，以最少处理的CO碳质陨石。Minerva可能是迄今为止观测到的加工程度最低的类CO小行星。
2018-02-02 astro-ph.EP
Seeding the Pregenetic Earth: Meteoritic Abundances of Nucleobases and Potential Reaction Pathways
碳质陨石是一种陨石，以具有高含量的水和有机物而闻名。在这项研究中，核碱基的丰度，即，在碳质陨石中发现的核糖核酸和脱氧核糖核酸的组成部分是从各种已发表的数据中整理出来的，并在各种陨石类别中进行比较。然后对产生核碱基的非生物化学反应进行了广泛的回顾。这些反应，然后减少到一个列表中的15个单独的反应途径，可能会发生在陨石母体。在碳质碳酸钙中发现的核碱基鸟嘌呤、腺嘌呤和尿嘧啶的量为1 $-$ 500 ppb。目前尚不清楚是哪种反应导致了它们在陨石母体中的合成。一类碳质陨石的氨基酸和核碱基$-$的丰度占主导地位，即所谓的CM 2（例如默奇森陨石）。CR2陨石（如格雷夫斯冰原岛峰）也是氨基酸丰度最高的陨石，但核碱基丰度最低。这两类中总核碱基的丰度分别为$330 \pm250$ ppb和$16 \pm13$ ppb。相对于其他核碱基，鸟嘌呤在碳质陨石中的丰度最高，但在CM 2陨石中的丰度比甘氨酸（最丰富的氨基酸）低1 $-$ 2个数量级。我们对核碱基形成的反应机制的调查表明，费托合成（即CO、H $_2$和NH $_3$气体在催化剂（如氧化铝或二氧化硅）存在下反应）最有可能是表征微行星早期状态的条件。
2015-05-06 astro-ph.EP
Transport of solids in protoplanetary disks: Comparing meteorites and astrophysical models
本文综述了气态原行星盘中球粒陨石组分输运的模型。耐火夹杂物可能通过湍流扩散和可能的早期盘膨胀进行运输，并且需要低湍流以使其随后保存在盘中，可能在死区中。球粒在当地产生，但不一定在形成后不久就增生。由于固体从更远的地方向内漂移，水可能在内部圆盘中增加了，但可能不会超过几个因素。碳酸盐中的不完全冷凝可能是由于温度降低期间反应动力学缓慢。虽然碳质球粒陨石的成分可能在"双组分“图像中重现（Anders 1964），但这些组分并不对应于简单的岩相学成分，尽管球粒陨石中部分耐火元素的分馏可能是由于耐火夹杂物的向内漂移。总体而言，球粒陨石成分运输的考虑有利于碳质球粒陨石相对于其非碳对应物的早期形成，但独立的反对意见尚未得到解决。
2014-02-03 astro-ph.EP
Style and intensity of hydration among C-complex asteroids: a comparison to dessicated carbonaceous chondrites
在这里，我们报告的反射光谱的陨石在小行星环境（高真空和温度）和主带和近地小行星光谱之间的比较。重点关注3μm附近的OH吸收特征，我们表明小行星环境会导致谱带深度和宽度的减少，以及反射率最小值的移动。然后，我们将OH特征分解为几个分量，并使用指数修正的高斯模型。与以前的研究不同，我们确认了这些成分之间的联系，水蚀变历史和样品内部的水分子量，仅使用这种光谱特征的形状。然后，我们将此反卷积模型应用于用星载望远镜和两个太空探测器获得的小行星光谱，发现与陨石上以及同类型小行星中检测到的成分具有很强的相似性。根据我们的陨石实验结果，建议用3 μm波段作为小天体蚀变历史的示踪剂。仅使用3 μm波段，我们表明Ryugu已经被水严重改变，这与其母体被水冰覆盖，然后经历了超过400°C的高温序列相一致。我们还指出，Bennu的3 μm谱带显示了新发现的表面活性的迹象。
2020-04-21 astro-ph.EP
Investigating Organic Carbon and Thermal History of CM Carbonaceous Chondrites Using Spectroscopy and Laboratory Techniques
本研究综合拉曼光谱、XRD、VNIR与ATR反射光谱，分析八块CM球粒陨石及一块未分群碳质球粒陨石的有机碳、矿物组成与热变质历史。
2024-01-25 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
The Chicxulub Impactor: Comet or Asteroid?
Siraj & Loeb（2021）最近发表的一篇题为“长周期彗星的解体是恐龙灭绝的起源”的论文试图恢复关于6600万年前什么类型的天体撞击地球的长期争论，引发白垩纪末的灭绝。在这里，我们批评的文件，并评估它提出的证据。认为彗星比小行星更有可能，需要对彗星如何碎裂进行极端假设，将碳质陨石与特定类型的碳质陨石混为一谈，并对铱层的证据视而不见。
2021-05-18 astro-ph.EP
Nanoscale mineralogy and organic structure in Orgueil (CI) and EET 92042 (CR) carbonaceous chondrites studied with AFM-IR spectroscopy
原始陨石中的陨石基质是亚微米级成分的相互作用，这需要具有纳米空间分辨率的分析技术来破译其岩相背景中各个成分的组成。红外光谱是一种有效的方法，能够探测有机和无机化合物的分子-原子尺度的振动，但空间分辨率通常限于几微米。为了有效地区分不同成分的光谱特征，我们在这里应用纳米红外光谱（AFM-IR），基于红外和原子力显微镜的组合，具有超出衍射极限的空间分辨率。我们的研究旨在描述两个选定的陨石样品，调查原始材料的散装化学（CI球粒陨石Orgueil）和有机成分（CR球粒陨石EET 92042）。我们确认，这种技术允许分解的有机物和矿物的红外特征，以评估这些样品内的有机结构的变异性。我们报告了广泛使用的化学HF/HCl（氟化氢/盐酸）萃取对难溶有机物（不溶性有机物，IOM）性质的影响的调查，并通过与参考（外）地球材料的比较，提供了对这两个样品中陨石基质矿物学的见解。这些研究结果进行了讨论的角度对了解后增生含水蚀变和热变质作用的组合物的钙钛矿的影响。最后，我们强调，陨石材料内的有机物的异质性延伸到纳米级，并通过与IOM相比，含氧化学基团不受酸提取的影响。
2022-06-20 astro-ph.EP physics.geo-ph
Early evolution of the solar accretion disk inferred from Cr-Ti-O isotopes in individual chondrules
陨石球粒中的同位素异常是太阳吸积盘中混合和传输过程动力学的重要线索。这些异常已被解释为表明无论是盘范围内的球粒运输或球粒前体的局部异质性。然而，所有以前的研究都依赖于单一元素（Cr，Ti或O）的同位素数据，这无法区分陨石球粒同位素异常的来源和前体特征。在这里，我们获得了第一个合并的O，Ti和Cr同位素数据的顽火辉石，普通和碳质陨石的个别球粒。非碳质（NC）辉长岩球粒具有相对均匀的Δ 17 O、ε 50 Ti和ε 54 Cr，与其寄主辉长岩的成分相似。相比之下，来自碳质陨石（CC）的球粒具有更多变的成分。虽然分析的CC和NC球粒的成分可能重叠的ε 50 Ti，ε 54 Cr，或Δ 17 O，在多同位素空间中没有CC球粒图在NC陨石的成分领域，没有NC球粒图在CC陨石领域。因此，我们的数据揭示了一个基本的同位素之间的差异NC和CC球粒，这是不一致的整个磁盘之间的NC和CC水库球粒运输。相反，CC球粒之间的同位素变化反映了当地的前体不均匀性，这最有可能是由于NC样尘埃和化学上不同的尘埃成分之间的混合，这些成分与CAIs和AOA的同位素相似。相同的混合过程，但在更大的盘宽范围内，可能负责建立NC和CC水库的不同同位素组成，这代表了内外盘，分别
2020-09-18 astro-ph.EP
Stellar outbursts and chondrite composition
本研究探讨恒星爆发在解决原行星盘温度不足与球粒陨石挥发性亏损问题中的作用，发现其可解释近1天文单位处的球粒陨石丰度并影响CAIs生长及同位素组成。
2023-09-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Fate of Primary Iron Sulfides in the CM1 Carbonaceous Chondrites: Effects of Advanced Aqueous Alteration on Primary Components
本研究利用SEM-EPMA-TEM技术分析了CM1碳质球粒陨石中原生铁硫化物的蚀变产物，识别出四组结构特征，揭示了复杂水蚀变环境对原生组分的多样化影响。
2024-01-05 astro-ph.EP physics.geo-ph
Presolar O- and C-anomalous grains in unequilibrated ordinary chondrite matrices
前太阳颗粒是球粒陨石基质中的微量成分。它们的丰度和组成已被系统地研究在碳质球粒陨石，但很少在其他主要球粒陨石类原位。我们已经进行了NanoSIMS同位素搜索的前太阳颗粒与O-和C-异常同位素组成的矩阵的不平衡的普通陨石Semarkona，陨石山00526，和西北非洲8276。即使是最原始的普通陨石的基质也被水蚀变和/或热变质，在不同程度上破坏了它们的前太阳颗粒群。除了随机放置的同位素地图，我们有针对性地最近报道，相对原始的Semarkona矩阵地区，以更好地探索原始库存的前太阳粒。在所有样品中，我们发现了122 O-异常颗粒（硅酸盐+氧化物），79 SiC颗粒，和22 C-异常碳质颗粒（有机物，石墨）。平均基质标准化丰度为151 ppm O-异常颗粒，53 ppm SiC颗粒和56 ppm碳质颗粒在Semarkona，55 ppm（O-异常），22 ppm（SiC）和3 ppm（碳水化合物）在MET 00526和12 ppm（O-异常）中，15 ppm（SiC）和1 ppm（碳水化合物）在NWA 8276。在相对原始的普通陨石和原始的碳质和C-ungrouped陨石中，前太阳颗粒的O和C同位素组成及其基质标准化丰度是相似的，尽管可能的差异陨石形成的时间和星云的位置。这些结果表明，在太阳星云中，太阳前尘埃在主要的陨石形成水库中分布相对均匀。次级小行星过程是造成陨石之间和陨石内部太阳前…
2022-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Micron-scale D/H heterogeneity in chondrite matrices: a signature of the pristine solar system water?
有机物和含水硅酸盐密切混合在基质中的方解石和原位测定其各自的D/H比，因此具有挑战性。然而，这种混合物中每种纯组分的D/H比应该产生一个可以理解的特征，说明我们太阳系中水和有机物质的起源和演化。我们测量了两个碳质球粒陨石（Orgueil CI 1和Renazzo CR2）和一个不平衡的普通球粒陨石（Semarkona，LL3.0）的基质中有机和含水硅酸盐的氢同位素比值。采用了一种新的协议，涉及在同一位置收集的单原子（$H^-$）和分子（$OH^-$）二次离子的H同位素的NanoSIMS成像。这使得相对于D最富集的组分在混合物中被识别。使用这个协议，我们发现，在碳质方解石的同位素均匀的含水硅酸盐与富含D的有机质混合。在塞马科纳，情况正好相反。Semarkona中的含水硅酸盐显示出高度不均匀的D/H比，范围从$150$到$1800$ ${\times}$ $10^{-6}$（$δD_{SMOW} = -40$到$10,600$ permil）。塞马科纳的有机质没有显示出如此大的同位素变化。这表明在水蚀变过程中，两相之间的同位素交换有限。我们的研究大大扩展了迄今为止在太阳系天体中测得的水同位素值的范围。这富含D的水水库采样的LL普通球粒陨石母体和估计（高达9%）的相对贡献的水奥尔特云家族彗星的D/H比提出。
2016-09-28 astro-ph.EP
Timing of thermal metamorphism in CM chondrites: implication for Ryugu and Bennu future sample return
碳质玄武岩通常被认为是类地行星的水和其他挥发物的潜在贡献者，因为它们中的大多数含有大量的含水矿物相。因此，碳质榴辉岩是地球的候选积木，阐明其热历史对于理解地球和类地行星的挥发性元素历史具有直接重要意义。一个显着的比例CM型碳质方解石热变质或加热，并失去了部分的水含量。这种加热事件的起源和时间仍然存在争议，因为它们可能发生在太阳系的第一个百万年，通过短暂的放射性加热，或者后来通过撞击引起的加热和/或太阳辐射。由于Rb比Sr更易挥发，而且一些加热的CM榴辉岩中Rb含量很低，因此可以使用基于87 Rb到87 Sr的放射性衰变的测年系统来确定与Rb和Sr分馏有关的加热事件的年代。在这里，我们利用87 Rb 87 Sr系统来确定5个CM榴辉岩的加热年代（PCA 02012、PCA 02010、PCA 91008、QUE 93005和MIL 07675）。我们发现，所有五个陨石的加热事件至少发生在太阳系形成后3 Ga。这样的时间排除了短暂的放射性加热作为这些陨石热变质的起源，并将这种加热事件与C型小行星碰撞家族的年龄联系起来。
2020-09-29 astro-ph.EP astro-ph.GA
Miller Range 07687 and its place within the CM-CO clan
米勒山脉（Miller Range，MIL）07687是一种特殊的碳质球粒陨石，官方分类为CO 3。然而，它被发现显示出独特的岩相学特性，这是该组的非典型特征。此外，其多环芳烃碳质物质的拉曼光谱并不反映与3型球粒陨石的变质历史相一致的结构顺序。因此，它被认为是一个未分组的C2球粒陨石与CO亲和力，虽然它还没有被完全排除作为一个CO球粒陨石。陨石分类的模糊性是本研究背后的动机。我们的结论是，MIL 07687是一个独特的碳质球粒陨石与可能的亲和力CO，CM和/或一些未分组的碳质球粒陨石。分类这颗陨石的困难源于（i）它的严重风化性质，这干扰了我们对氧（O-）同位素测量的解释（ii）在陨石学会数据库中各种CO，CM和未分组陨石的岩相学和O-同位素描述的重叠。光学和红外光谱与陨石的不平衡性质一致，并表明它可能是温和的含水蚀变。尽管先前在MIL 07687中描述了痕量的水蚀变，但这是第一次报道水合无定形硅酸盐的存在。事实上，我们的研究结果表明，它目前的水合作用超过了大多数CO 3，低于大多数CM 2，并与原始CR2相当。因此，我们支持陨石的C2 ung标签，尽管不能完全排除CO2或CM 2分类。
2022-06-20 astro-ph.EP physics.geo-ph
Laser Irradiation of Carbonaceous Chondrite Simulants: Space Weathering Implications for C-complex Asteroids
本研究通过激光辐照 CI 和 CM 模拟物模拟空间风化，发现辐照导致光谱红化和变暗，且 0.6 微米特征消失，并与 C 型小行星观测对比，表明空间风化速率接近或快于表面刷新时间。
2024-04-18 astro-ph.EP
Grain Size Effects on UV-MIR (0.2-14 micron) Spectra of Carbonaceous Chondrite Groups
本研究测量七类碳质球粒陨石在0.2–14微米、五种粒度下的反射光谱，揭示粒度对反射率、谱带和分类的影响，并为贝努母体关联提供依据。
2024-01-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Visible-Infrared spectroscopy of ungrouped and rare meteorites brings further constraints on meteorite-asteroid connections
虽然光谱测量和航天器飞行任务提供了关于小型天体的信息，但许多重要的分析只能在地面实验室进行。目前，我们收集的陨石中代表的母体总数估计约为150个母体，其中50个母体由研究不足的未分组陨石代表。因此，将未分组的陨石与它们的母体联系起来，对于显着增加我们对小行星的了解至关重要。为此，对25个未分组的陨石和稀有陨石群进行了岩相学研究，根据结构、矿物学、含水和热母体处理将其分为6个岩相学组。然后，我们获得了可见-近红外反射光谱数据，以便将其与地面望远镜对小行星的观测进行比较。在陨石的粉末样品、原始样品和抛光切片上获得了陨石的反射光谱。我们的研究结果表明，样品制备影响的光谱的形状，从而小行星光谱匹配，特别是碳质陨石。总体而言，岩相组定义最初与反射光谱组相一致。我们定义了一些研究的未分组的陨石和小行星类型之间的联系，没有陨石连接之前提出，如一些非常原始的3.00型未分组的陨石到B型或CG型小行星。我们还匹配变质未分组的碳质陨石S-复杂的小行星，这表明，这个复杂的不仅是由普通的陨石或原始的无球粒陨石，如前所述，但也可能主机碳质陨石。相反，一些未分组的小行星无法与任何已知的小行星类型相匹配，这表明这些小行星可能来自尚未确定的小行星类型。
2021-05-05 astro-ph.EP physics.geo-ph
The Origin of Chondrules: Constraints from Matrix-Chondrule Complementarity
本文利用碳质球粒陨石中球粒与基质在Si/Mg、Fe/Mg和Al/Ti比值上的互补关系，证明二者形成于同一太阳型储库且该互补性形成于吸积前，从而排除了独立起源或随机混合，为球粒形成模型提供了强约束。
2023-07-05 astro-ph.EP physics.geo-ph
Distant formation and differentiation of outer main belt asteroids and carbonaceous chondrite parent bodies
小行星的挥发性成分提供了有关太阳系历史和地球挥发物起源的信息。波长为$<2.5\ {\rm μm}$的可见光和近红外观测表明，位于$2.5$ - $4\ {\rm au}$的外主带小行星与碳质球粒陨石之间存在遗传联系，碳质球粒陨石的同位素与地球上的挥发性元素相似。然而，最近的大型外部主带小行星的较长波长数据显示，在CC中不存在的氨化层状硅酸盐的$3.1\ {\rm μm}$吸收特征，并且不能容易地从目前距离稳定的材料中形成。在这里，通过结合AKARI空间望远镜收集的数据和水文，地球化学和光谱模型的水-岩反应，我们表明，具有$3.1\ {\rm μm}$吸收功能和CC的小行星的表面材料可以来自不同地区的一个单一的，水-岩-分化的母体。在高水岩比（$>4$）和低温（$<70^\circ$ C）下，含NH $_3$和CO $_2$的分异体的富水地幔内形成氨化层状硅酸盐。CC可以起源于以岩石为主的核心，这可能是优先采样的陨石的破坏和运输过程。我们的研究结果表明，多个大的主带小行星形成超越NH $_3$和CO $_2$雪线（目前$>10$ au），并可能被运送到目前的位置。地球的高氢碳比可以用这些富含水的祖先的增加来解释。
2021-12-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
Lifetime of the Outer Solar System Nebula From Carbonaceous Chondrites
原行星盘（PPD）的演化和寿命在行星系的形成和结构中起着核心作用。天文观测表明，PPD在两个时间尺度上演化，在长达数百万年（Myr）的时间内吸积到恒星上，然后在不到1 Myr的时间内气体消散。由于太阳星云的磁场是由原行星盘的气体维持的，我们可以利用古地磁测量来推断太阳星云的寿命。在这里，我们使用陨石的古地磁测量来限制这个寿命，并调查太阳星云是否有一个两个时间尺度的演变。我们报告的古地磁测量散装子样品的两个CO碳质岩：艾伦山A77307和自治领范围08006。如果这些陨石中的磁铁矿可以获得结晶回复磁化，记录了水蚀变过程中的环境场，我们的测量表明，在富含钙铝的包裹体形成后的270万年至510万年之间的某个时间，CO母体位置的局部磁场强度<0.9 \muT。结合以前的古地磁研究，我们得出结论，3-7 AU区域的太阳星云的消散发生在1-3 AU区域的星云消散之后<150万年，这表明原行星盘在其生命周期中经历了两个时间尺度的演化，与光蒸发和/或磁流体动力风的消散一致。我们还讨论了未来的方向，以获得强大的记录太阳星云领域使用散装陨石，包括从陨石和实验工作，以确定如何磁铁矿获得磁化球粒陨石母体蚀变的年龄。
2022-07-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Mechanisms and timing of carbonaceous chondrite delivery to the Earth
通过同位素分析揭示地球晚期吸积少量大型碳质胚胎，其富含挥发性元素，而火星未吸积，与月球形成撞击兼容。
2024-11-07 astro-ph.EP physics.geo-ph
Aqueous Alteration Studies on Mukundpura (MK) Carbonaceous Chondrite using FTIR, TGA and Raman spectroscopy and its CM classification
在MK坠落后立即对其进行FTIR测量，显示出约10微米的独特双重峰，与许多普通的CM 2晶体明显不同，其中仅观察到约10微米的单重峰。此外，MK中非常微弱的11.2微米特征表明无水硅酸盐、橄榄石不存在，因此无水硅酸盐的完全蛇纹化是由于母体上严重的水蚀变造成的。拉曼光谱研究表明，在0 °C左右的低峰变质温度，与FTIR光谱中不存在对应于在较高温度下形成的托基利尼石的峰相一致。第一次热重测量在24小时内进行。的MK碎片，显示在400-770 °C范围内10%的重量损失，并且与30个月后相同批次的另一MK碎片的TGA一致，证实对结合至水合粘土的水没有环境影响。这种大的重量损失也排除了MK遭受的任何水蚀变后热事件，并表明存在水合粘土。测得的MgO/FeO比约为0.56，硫重量为3.4%。最近，仅基于水蚀变，Potin等人（Potin等人，2020）将MK分类为CM 1，这意味着MK应是最大程度的改变的CM，而Ray等人（Ray等人，2018）相当于Paris样（CM2.7），水蚀变最小。然而，如果我们将观察到的含水蚀变、MgO/FeO重量比和硫重量%结合在一起，将为MK提供更全面的理解，因此，我们将其归类为CM2.3，而不是CM 1或CM（2.7-2.9）。
2020-11-10 astro-ph.EP physics.geo-ph
Water transport in protoplanetary disks and the hydrogen isotopic composition of chondrites
碳质陨石的D/H比，被认为反映了早期太阳系内部的水的D/H比，介于原太阳值和大多数彗星的D/H比之间。彗星水的同位素组成已经被几种模型解释，其中水蒸气的同位素组成是通过与原行星盘中的氢气进行同位素交换而形成的。然而，碳质方解石中D/H比分布的位置和广泛的变化尚未得到解释。在本文中，我们假设彗星冰的D/H成分是在盘形成阶段获得的，并模拟了经典金牛座T阶段内盘中水的进一步同位素演化。反应动力学迫使水和氢气之间的同位素交换在$\sim$ 500 K时停止，但平衡水可以通过湍流扩散被输送到雪线（及更远），从而与同位素彗星状水混合。在某些简化的假设下，我们计算分析这种混合和由此产生的概率分布函数的D/H比的冰吸积在星子，并将其与观测数据进行比较。分布基本上取决于两个参数：径向施密特数Sc $_R$，它的比率的角动量传输和湍流扩散的效率，和范围内的日心距离的吸积采样的彗星。分布的最小D/H比对应于雪线处凝结的水的组成，其主要由Sc $_R$设定。观测将后者限制在较低的值（0.1-0.3），这表明行星形成区域的湍流本质上是流体动力学的，正如在死区中所预期的那样。这种有效的向外扩散也可以解释彗星中高温矿物的存在。
2013-01-23 astro-ph.EP
Source regions of carbonaceous meteorites and NEOs
本研究通过碰撞与轨道模型分析38个小行星族，明确了各类碳质球粒陨石及不同尺度近地天体的源区，并解释了碳质球粒陨石降落占比低的可能原因。
2024-07-17 astro-ph.EP physics.geo-ph
Near-mid infrared spectroscopy of carbonaceous chondrites: Insights into spectral variation due to aqueous alteration and thermal metamorphism in asteroids
研究17块碳质球粒陨石1–25微米红外光谱，揭示水蚀变与热变质造成的谱带变化及矿物成因，为C型小行星成分和热演化提供依据。
2024-01-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Delivery of Dark Material to Vesta via Carbonaceous Chondritic Impacts
美国宇航局的黎明号航天器对小行星（4）灶神星的观测显示，它的表面是我们迄今为止观测到的任何小行星中最高的亮度和颜色变化。使用黎明分幅相机（FC）0.75微米滤光片图像，在几种地质环境中发现了富含低散射暗物质的地形：与撞击坑有关（在喷出物覆盖层材料中和/或撞击坑壁和边缘上）;通常与地形高点有关的流动状沉积物或射线;以及撞击坑附近的暗点（可能是二次撞击）。这DM可能是一个遗迹的古代火山活动或外源的起源。我们报告说，DM的光谱的大部分是类似的碳质球粒陨石混合的材料土著灶神星。使用高分辨率的七色图像，我们比较了DM的颜色特性（色度，带深）与实验室测量的可能的模拟材料。DM的条带深度和宽度与富碳球粒陨石捕虏体的Howardite Mt.普拉特（PRA）04401。Murchison CM 2碳质球粒陨石和玄武质钙铝榴石Millbillillie的实验室混合物也显示了带深度和对DM的亲合力。DM（1-6体积%）中碳质球粒陨石丰度的建模与豪威陨石一致。我们没有发现大规模的火山活动（暴露的岩脉/火山碎屑瀑布）作为DM的来源的证据。我们使用撞击坑比例律和喷出物再增生的数值模型进行的建模工作表明，在低速（<2公里/秒）碳质撞击物形成约400公里Veneneia盆地期间，该DM在灶神星上的输送和就位。这一发现很重要，因为它强化了长期以来的观点，即原始天体是早期太阳系中碳和可能挥发物的来源。
2012-08-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Mineralogical Characterization of Baptistina Asteroid Family: Implications for K/T Impactor Source
Bottke等人（2007年）将Baptistina小行星家族的灾难性形成与K/T撞击事件联系起来。这种联系是基于动力学和成分证据，这表明撞击物的成分类似于CM 2碳质玄武岩。然而，我们最近的研究（Reddy等人，2009年）表明，（298）Baptistina的组成类似于LL型普通方解石，而不是CM 2碳质方解石。如果撞击物是CM型成分，这就排除了它与K/T撞击物来源有关的任何可能性。对BAF附近小行星的矿物学研究揭示了过多的成分类型，表明其形成和演化环境复杂。对16颗小行星的详细成分分析表明，它们有几种不同的表面组合，包括普通球粒陨石（加菲SIV亚型）、原始无球粒陨石（加菲SIII亚型）、玄武质无球粒陨石（加菲SVII亚型和V型）和碳质球粒陨石。根据我们的矿物学分析，我们认为（298）Baptistina与基于橄榄石和辉石矿物学的普通斜长花岗岩（LL型）相似，具有中等的斜长花岗岩。BAF附近的S型和V型与（8）Flora和（4）Vesta有密切的矿物学关系，可能是它们的一部分。较小的BAF小行星，信噪比较低，只有一个“单一”的波段，在成分上类似于（298）Baptistina和L/LL小行星。目前尚不清楚为什么具有正式家族定义的小行星光谱中的硅酸盐吸收带相对于背景人口似乎受到抑制，尽管具有相似的矿物学。
2011-10-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Testing the chondrule-rich accretion model for planetary embryos using calcium isotopes
了解形成地球的原材料的组成是了解类地行星形成及其整体组成的关键一步。钙是类地行星中第五丰富的元素，因此是追踪行星组成的关键元素。然而，为了使用Ca同位素作为地球吸积历史的示踪剂，首先需要了解Ca在行星形成的最早阶段的同位素行为。球粒陨石是太阳系中最古老的物质之一，对其同位素组成的研究有助于了解太阳系是如何以及在何种条件下形成的。在这里，我们提出了钙同位素数据的一套散装陨石以及Allenium（CV）球粒。我们发现，与块状硅酸盐地球（$δ^{44/40}Ca$ =+1.05 $\pm$ 0.04 permill，Huang等人，2010年）或火星，而顽火辉石是从地球上的钙同位素组成（$δ^{44/40}Ca$ = +0.91至+1.06 permill）无法区分。与陨石的主体和基质相比，来自Allenburg的球粒富含较重的Ca同位素（$δ^{44/40}Ca$ = +1.00至+1.21 permill）。这意味着地球和火星的钙同位素组成与大多数碳质陨石不同，但可能类似于球粒。地球，火星和陨石球粒之间的钙同位素相似性是最近的动力学模型的行星形成，提出了一个富含陨石球粒的吸积模型的行星胚胎。
2017-04-21 astro-ph.EP
