Хондритите (недиференцирани метеорити) са вид каменни метеорити, които не са били модифицирани нито чрез топене, нито чрез диференциране на родителското тяло. Те са най-разпространените измежду всички метеорити, паднали на Земята. От всички намерени метеорити между 85,7% и 86,2% са хондрити. Проблемы геологии и освоения недр/стр.635 Смята се, че са се образували едновременно с вътрешните планети или малко преди тях и запазват космическия прах от първоначалния протопланетарен диск. Down2Earth/Chondrites Тяхното проучване предоставя важна информация за разбиране на произхода и възрастта на Слънчевата система, синтеза на органични съединения, произхода на живота и наличието на вода на Земята. Българско метеоритно общество/Каменни метеорити Терминът хондрит е предложен от германския минералог Густав Розе през 1864 г. при съставянето на каталог на метеоритите в Берлинския университет. Большая энциклопедия нефта и газа/Хондры
Хондритите обикновено се определят като каменни метеорити, формирани почти едновременно със Слънцето. Характерно за тях е, че съдържат малки сферични или елиптични образувания с размер 1 – 2 мм, наречени хондрули или хондри. Те съставляват между 20% и 80% от обема на хондрита. Systematics and Evaluation of Meteorite Classification/Michael K. Weisberg (Kingsborough Community College of the City University of New Yorkand American Museum of Natural History), Timothy J. McCoy (Smithsonian Institution), Alexander N. Krot (University of Hawai‘i at Manoa) Главните съставни части на хондритите са хондрулите и матрица, изградена от силно сгъстен космически прах. Тъй като при някои от тях хондрули въобще липсват, по-правилно е да се приеме, че хондритите са метеорити, които имат подобен на Слънцето състав, без силно летливите елементи като водород и хелий, и произхождат от астероиди или комети, които не са претърпели топене или планетна диференциация.
В световните колекции има над 27 000 хондрита от общо 38 000 броя за всички открити метеорити. Най-големият отделен хондрит, откриван някога има тегло 1770 кг и е бил част от Дзилинския метеоритен дъжд от 1976 г., наблюдаван в Североизточен Китай. Паданията на хондрити варират от единични камъни до метеоритни дъждове, състоящи се от хиляди отделни бройки, както при метеоритния дъжд в Холбрук през 1912 г., където в Северна Аризона падат около 14 000 каменни метеорита. Gem Society/Meteorites
Произход и история На база на радиоизотопното датиране се приема, че възрастта на хондритите е около 4,656 милиарда години. Това е време, предшестващо образуването на планетите и спътниците им, когато „ядреният реактор“ на Слънцето, изхвърля колосално количество енергия и възпламенява окръжаващия го протопланетарен диск. В резултат част от междузвездния прах, от който е съставен този облак, се уплътнява в малки капчици с различни размери, основа за бъдещите хондрули в метеоритите. Заради пулсациите на излъчванията и под въздействието на високите температури те многократно се топят и втвърдяват. Роберт Хейзен/История Земли: От звездной пыли – к живой планете. Первые 4 500 000 000 лет/стр.28
Смята се, че хондрулите са образувани при кондензирането и кристализацията на малки капчици от оливин и пироксен, под въздействието на високите слънчеви температури. Постепенно се обособяват в единно тяло за сметка на праха и фрагменти от минерални вещества, образувайки примитивни хондри, милиони от които по-късно попадат на повърхността на Земята. Хондрулите се срастват с друг кондензиран материал, при което се образуват матрици, които формират по-големите основни тела „майки“ на тези примитивни метеорити – по-малки и по-големи астероиди от които произхождат повечето хондрити. Често матриците се различават от хондрулите не само по състава, но и по кристалния си строеж. Този процес не е напълно изяснен, и различни учени предлагат различни теории за тяхното появяване.
Родителските тела на хондритите представляват малки до средни астероиди, които никога не са били част от нито едно космическо тяло, достатъчно голямо, за да претърпи топене и диференциация. Друго доказателство за тяхната възраст е фактът, че изобилието от нелетливи елементи в хондритите е подобно на това, което се намира в атмосферата на Слънцето и други звезди в нашата галактика. Chondritic Meteorites and the Solar Nebula/Annual Review of Earth and Planetary Sciences Астероидите се появяват в промеждутъка между раждането на Слънцето и образуването на планетите.
Химичен състав
Като химичен състав хондритите приличат на Слънцето. Главните минерали, които влизат в състава им са силикатни – оливини – 40 – 50%, ромбични пироксени – 30%, камасит и албит. Основи на минералогията/Руслан Костов/стр.142 Оливините могат да бъдат представени от фаялит Fe2[SiO4] до форстерит Mg2[SiO4], а пироксените – от феросилит Fe2[Si2O6] до енстатит Mg2[Si2O6], включително бронзит и хиперстен. Второстепенните минерали са тенит, анортит, ортоклаз, шрайберзит, добрелит, троилит, хромит и апатит.
Различните астероиди обаче, са образувани в различни области на Слънчевата мъглявина и при различни условия. Те са били подложени допълнително на различни термични и химични процеси, както и на въздействието от други астероиди. Така са се получили различни видове хондрити, които са категоризирани в няколко класове, кланове, групи и подгрупи. Хондритите на всеки клан и група са допълнително подразделени на видове, според петрографските си характеристики.
Хондрули Метеоритите се класифицират като хондрити въз основа на наличието в тях на хондрули. В началото тези специфични образувания вероятно са представлявали свободно плаващи разтопени капчици в Слънчевата мъглявина. Симулационните експерименти показват, че хондрулите се образуват чрез „светкавично“ нагряване до пикови температури 1400 – 1800 °C и последвало бързо охлаждане до 10 °C – 1000 °C на час.
Размерите, съставите и пропорциите на различните типове хондрули варират при различните хондрити, което означава, че образуването им е протекло като доста локализиран процес. Има и доказателства, че това се е случвало много пъти. Процесът на образуване на хондрули е един от най-енергичните и важни в Слънчевата мъглявина, поне в областта на Астероидния пояс. Въпреки това, повече от век проучвания и спекулации, не са довели учените до окончателното обяснение на този процес.
Матрица Пространството между хондрулите и огнеупорните калциево-алуминиеви включвания (КАВ) е изпълнено с финозърнеста матрица, която циментира заедно по-големите компоненти. Матрицата е по-богата на летливи елементи, отколкото хондрулите и включванията, което предполага, че поне част от нея се е образувала при по-ниска температура. Матрицата на много от обикновените хондрити, съдържа органични вещества – до около 2 % от теглото и. Изотопните състави на водородните и азотните атоми в органичното вещество често са много необичайни. Наличието на тези състави се обяснява най-добре, ако поне част от органичното вещество е създадено в междузвездния молекулен облак, от който се е образувала Слънчевата система.
В матрицата оцеляват и други материали, предшестващи Слънчевата система, макар и с много по-ниски концентрации. За разлика от органичната материя, тези материали се образуват не в междузвездната среда, а около звезди, които са умрели милиони до стотици милиони години преди образуването на Слънчевата система. Доказателствата, че тези малки зърна (с размери от няколко нанометра до 10 микрометра) имат околозвезден произход, се крият в техните изотопни състави. Те са толкова различни от съставите на материалите на Слънчевата система, че биха могли да бъдат получени само чрез нуклеосинтез (образуване на елементи) в звездите. Например, средното съотношение на въглерод-12 към въглерод-13, наблюдавано в обекти на Слънчевата система, е около 89:1. За някои материали, изолирани от хондрити, това съотношение в отделните частици варира от около 2:1 до 7000:1. Видовете минерали с околозвезден произход, които са изолирани от хондрити, включват диамант, графит, силициев карбид, силициев нитрид, оливин, корунд, шпинел, хромит и хибонит. Encyclopedia Britannica/Types of meteorites
Петрографски типове
През 1967 г. Ван Шумус и Ууд създават скала, която разделя хондритите на 7 петрографски вида, които се различават по силата на топлинния метаморфизъм, на който са били подложени и отразяват степента на химическо равновесие в съставящите ги минерали. Видовете от 1 до 3 представляват силно неуравновесени хондрити поради липса на топлинен метаморфизъм, докато тези от 4 до 7 са уравновесени поради разширени термични процеси. Те са били изложени на нарастване на топлинния метаморфизъм, който е довел до по-голямо изменение на хондрулите.
Тип 1 – Това са неустойчиви хондрити, при които хондрулите са много трудни за разграничаване и които съдържат големи количества вода и въглерод. В последно време с този тип се обозначават метеорити, които са претърпели силна хидрологична промяна, при която оливинът и пироксенът са заместени с вода. В резултат на това при тях не се наблюдават никакви хондрули. Те почти изцяло отсъстват, въпреки че метеоритът е със състав на хондрит и със сигурност е съдържал хондрули в своята ранната история. Такава промяна обикновено става при температури от 50 до 150 °C, което показва, че хондритите от този вид не са били нагрявани до температури, позволяващи протичането на термичен метаморфизъм. В тази група са включени предимно хондритите от група CI. Тип 2 – Този тип се отнася до неустойчиви хондрити, които са претърпели силни хидрологични промени, но все още съдържат разпознаваеми, откъслечно разпределени оливинови и пироксенови хондрули, променени в по-голяма или по-малка степен. Матрицата, която е образувана в резултат на хидратацията е финозърнеста. Такава промяна се получава при температури под 20 °C, така че те също не са изпитали термичен метаморфизъм. Това са главно хонрити от групите CM и CR. Тип 3 – Отнася се до хондрити, претърпели ниска степен на термичен метаморфизъм. Обикновено те са нестабилни, тъй като минералите им, като оливин и пироксен, показват широк спектър от състави, отразяващи образуването им при разнообразните условия в Слънчевата мъглявина. Хондритите, които остават в почти непроменено състояние, като всички компоненти като хондрули, матрица и т.н. имат почти същия състав и минералогия, както когато са били част от основния астероид, са обозначени като тип 3.0. Увеличаването на петрографския тип от 3.1 до 3.9 отразява настъпването на дълбоки минерални промени, започвайки от прахообразна матрица и се стигне до по-грубозърнестите компоненти като хондрули. Хондритите от тип 3.9 все още изглеждат повърхностно непроменени, тъй като хондрулите запазват първоначалния си вид, но всички минерали са засегнати, най-вече поради проникването на елементите между зърна с различен състав. Тип 4 – Тук са включени стабилни метеорити, претърпели висока степен на термичен метаморфизъм, чийто минерален състав остава практически непроменен. Метаморфизмът обаче, не включва топене, а рекристализацията става в твърдо състояние. Самата матрица става по-груба и с по-големи размери на зърната, а хондрулите стават все по-неясни. Тип 5 – Хондритите в тази група са претърпели още по-висока степен на термичен метаморфизъм, остават стабилни и с постоянен минерален състав. Хондрулите стават все по-размити, а матрицата е почти невъзможна за откриване. Тип 6 – Отнася се до хондрити, претърпели още по-висока степен на термичен метаморфизъм в сравнение с тези от тип 5. Това също са стабилни хондрити с практически непроменен минерален състав. Хондрулите и матрицата при тях са неразличими. Има едно изключение и то се отнася за някои хондрити, при които е протекло частично топене. В този случай се създават така наречените стопени брекчи, или IMBs.