Каменни метеорити

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Обикновеният хондрит Krähenberg от група LL5 с характерни регмаглипти, чието падане е наблюдавано в Германия през 1869
Разрязан хондрит. На повърхността се вижда част от кората му.
Хондрула в хондрит
Въглеродният хондрит Мърчисън от група СМ2
Въглеродният хондрит Kainsaz от група СО3
Въглеродният хондрит Алиенде от група CV3
Бенкубинитът Gujba, намерен в Нигерия през 1984 г.
Обикновен хондрит от група Н5
Обикновеният хондрит Mangui от група L6
Обикновеният хондрит Bensour от група LL6
Енстатит хондритът Saint Sauveur от група EH5
Хондритът NWA 6394 от R групата

Каменните метеорити са метеорити, съставени предимно от силикати и съставляват по-голямата част от находките, намерени на Земята. Разделени са на два основни вида – хондрити, съставени от някои от най-старите материали в Слънчевата система, и ахондрити, включващи метеорити от астероиди, Марс и Луната. И единият и другият вид имат много групи и подгрупи, класифицирани въз основа на техния състав, структура и минералите, които съдържат.[1]

Произход[редактиране | редактиране на кода]

Класификацията на метеоритите се основава предимно на наблюдаваните характеристики. Само защото някои от тях принадлежат към една и съща категория, не следва непременно, че всички те се състоят от метеорити, които имат еднакви или сходни родителски тела. Всъщност по-често те са несвързани. От друга страна, възможно е метеорити от различни категории да имат общ произход.[2]

Ако голям астероид се стопи по някаква причина, неговите по-плътни метални компоненти потъват към центъра му (ядрото), докато по-малко плътният му скалист материал образува мантия около него, подобно на това, което се е случило със Земята. Този процес на разделяне е известен като геохимична диференциация. Когато по-късно диференцираният астероид бъде разбит от сблъсъци, образци от неговата скалиста мантия, железно ядро и контактната зона ядро-мантия могат да бъдат представени в трите основни категории метеорити – каменни, каменно-железни и железни. Така за изследователите става трудно да определят кои видове метеорити са свързани помежду си и кои не, както и да идентифицират произхода им и процесите, които са отговорни за огромното разнообразие, срещано сред тях.[2] Каменните метеорити се разделят на два основни типа – хондрити и ахондрити.[3]

Хондрити[редактиране | редактиране на кода]

Хондритите са физически и химически най-примитивните метеорити в Слънчевата система и са най-разпространени измежду всички метеорити, паднали на Земята. Съставени са предимно от материал, който се е образувал в Слънчевата мъглявина преди, или по време на формирането на планетите. Съдържат и някои материали, предшестващи образуването на Слънчевата система.[4] Състоят се главно от силикати – оливини – от фаялит до форстерит и пироксени – от феросилит до енстатит.[5] Повечето хондрити са били термично или водно променени, когато са били част от своите родителски астероиди, но никой не е претърпял значително топене.[4] Характерно за тях е, че съдържат малки сферични или елиптични образувания с размер 1 – 2 мм, наречени хондрули или хондри, които съставляват между 20 % и 80 % от обема на метеорита.[6]

Хондритите се делят 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. Групите и клановете на метеоритите се маркират с латински букви, означаващи принадлежността им към някоя група, последвани от цифрата на петрографския им тип.[7]

В зависимост от степента на окисляване и от съдържанието на желязо, хондритите се делят на 4 големи класа – въглеродни (C), обикновени (O), енстатити (E) и други (R, K и F). В същия ред в тях намалява количеството на окисленото дву- и тривалентно желязо.[5][6]

Клас Въглеродни хондрити[редактиране | редактиране на кода]

Химичният състав на въглеродните хондрити съответства на този на Слънцето повече отколкото при всеки друг вид хондрити. Образувани са в богати на кислород области на ранната Слънчева система, затова при по-голямата част от тях няма метали в свободно състояние, а се срещат под формата на силикати, оксиди, или сулфиди. Повечето от тях съдържат вода или минерали, които са били променени в присъствието на вода. Някои съдържат големи количества въглерод, както и органични съединения като аминокиселини. Разделени са на 4 клана, които съдържат общо 8 групи.[8]

Клан CI – съдържа само една група. Тези хондрити са разпределени в отделен клан, защото нищо не ги свързва с групите в останалите кланове.[4]
  • CI група – Към тази група принадлежат 7 метеорита. Често се смятат за най-примитивните тела в Слънчевата система, тъй като съставът им е близък до този слънчевата фотосфера. Принадлежат към петрографски тип 1, т.е. били са до голяма степен обект на водна промяна.[6][8]
Клан CM-CO – тук са включени най-разпространените въглеродни хондрити.[6]
  • CM група – тип Мигей. Показват по-малка водна промяна, така че някои хондрули са добре запазени. Характеризират се със сравнително дребни хондрули, които се състоят от оливин и са разпръснати из цялата черна матрица, заедно със светло оцветени включвания.
  • CO група – тип Орнан. Съдържат много по-малки хондрули, опаковани в гъста матрица и представляват над 70% от целият обем на метеорита. Характерни са ясно видимите, малки включвания на свободен метал, най-вече никел-желязо.[6][8]
Клан CV-CK
  • CV група – тип Вигарано̀. Структурата и съставът им са по-близки до тези на обикновените хондрити. Съдържат големи, добре оформени хондрули, разпръснати в тъмносива матрица, богата на желязо и оливин и заемащи около 30% от метеорита. Те са съставени от голямо количество магнезий и оливин, често заобиколен от железен сулфид. Метеоритите от тази група съдържат и бели, неправилни включвания с различен размер, които често заемат над 5% от метеорита. Към тях спадат 3 подгрупи – CVA, CVB и CVR.[3][6][8]
  • CK група – тип Карунда. Те са силно окислени, тъмносиви или черни, поради съдържанието на висок процент магнетит, който е раздробен в матрица от тъмни силикати, състоящи се от големи количества желязо, оливин и пироксен. По-голямата част от хондрулите са с порфирна структура.[3][6][8]
Клан CR
  • CR група – тип Ренацо. Характеризират се с големи хондрули, богати на порфирити, форстерит или енстатит. Матрицата заема от 40 до 70% от обема на хондрита, хидратирана е и съдържа филосиликати, магнетити, карбонати и сулфиди.[3][8]
  • CH група – тип Високометален (High-Metal-Type). При хондритите „H“ означава „високо съдържание на метал“ и метеоритите от CH съдържат до 15% никел-желязо. Матрица почти липсва и се отличават с малки, фрагментирани хондрули, като съвсем минимална част от тях са останали непокътнати.[6][8]
  • CB група – тип Бенкубинити. Разделени са на 2 подгрупи – CBa и CBb. Това е новосъздадена група, наречена на метеорита Бенкубин, открит през 1930 г. в Австралия. Съдържат повече от 50% никел-желязна сплав и могат да се разглеждат като истински каменно-железни метеорити, но минералогичните им и химични свойства ги отличават от тях и ги причисляват към въглеродните хондрити.[8] Характерно за тях е, че в областите между металните и силикатни хондрули всички те съдържат ударна стопилка.[6]
С Негрупирани

Някои въглеродни хондрити не се вписват в приетите групи, но могат лесно да бъдат класифицирани като въглеродни хондрити. Обикновено те са определяни като C разгрупирани/негрупирани или „Cungr“. В много случаи имат характеристики, които са междинни между хондритните групи. Могат да бъдат аномални членове на някоя хондритна групи или първите представители на нова група.[6][8]

Клас обикновени хондрити[редактиране | редактиране на кода]

Хондритите от този клас са определени като обикновени, защото са най-често срещаните каменни метеорити и представляват повече от 85% от всички хондрити, паднали на Земята. Те произхождат от първичната материя и са по-стари от всички минерали, известни на Земята. Състоят се от силикатна матрица, съдържаща частици от никел-желязо и хондрули, съставени от силикати и понякога свободни метали.[9] Характеризират се с изобилие от големи хондрули с различни текстури и минерален състав.[6] Съдържат само един клан, който, въз основа на различното съдържание на метал и минерални съставки, е разделен на три отделни групи.[9]

Клан H – L – LL
  • H група – тип с високо желязно съдържание. Тези хондрити принадлежат към петрографски видове от 3 до 7. Съдържат желязо от 25 до 31% от общото си тегло, като от него само 15 до 19% се намира в свободна, редуцирана форма. Първичните минерали са оливин и бронзит, разновидност на ортопироксена.[9]
  • L група – тип с по-ниско желязно съдържание. Съдържат желязо от 20 до 25% от теглото си, но само от 4 до 10% се намират в свободно състояние. Също принадлежат към петрографските видовете от 3 до 7. Съставени са от магнетит, никел-желязо, оливин и разновидността на ортопироксена – хиперстен.[9]
  • LL група – тип с ниско съдържание на желязо и метали, образувани при по-окислителни условия отколкото Н или L хондритите. Обикновено съдържат желязо от 19 до 22% от теглото си, но само 1 до 3% са свободни метали. Принадлежат към петрографски видове от 1 до 7, без подчертан максимум.[9]

Енстатит хондрити[редактиране | редактиране на кода]

Хондритите от тази група носят името на тяхната основна съставка – минерала енстатит и се различават в много отношения от обикновените и въглеродните хондрити. Предполага се, че са образувани близо до Слънцето в среда, бедна на кислород, тъй като почти цялото желязо се намира в много редуцирана форма и е изчерпано дори в пироксена. Състоят се главно от желязо в свободно състояние и силикати, в които желязото почти липсва.[3][5][6][10]

Според степента на термичен метаморфизъм този клас хондрити е разделен на 3 петрографски типа – Е4, Е5 и Е6. В зависимост от съдържанието на желязо класът на енстатитит хондритите се разделя на две групи.[5][6]

Клан EH – EL
  • EH група – с високо съдържание на желязо, около 10% метали, 3% силиций и силно редуцирани минерали, включващи нинингерит и периит. Отличават се с малки хондрули с размер до 0,2 mm.[11]
  • EL група – с по-ниско съдържание на желязо, около 10% метали, 1% силиций и изключително намален състав на минерали, включващи желязосъдържащ алабандит. Отличават се с умерено големи хондрули. Групата е от тип Е5, което означава, че членовете му са били подложени на метаморфизъм при условия, достатъчни за хомогенизиране на оливина и пироксена и всички нискокалциеви пироксени са превърнати в ортопироксен.[12]

Други хондрити[редактиране | редактиране на кода]

Към другите хондрити са включени 3 групи, които се различават от всички останали хондрити по различни свои показатели и не се вписват лесно в съществуващите схеми.[10]

  • R група – тип Румурути, повечето от които принадлежат към петрографски тип 3. Съществуват и силно брекчозни членове, които показват различни литологии с петрографски тип от 3 до 6. Те са силно окислени и съдържат големи количества богат на желязо оливин. В тях практически няма свободен метал, тъй като по-голямата част от желязото е била окислена или се намира под формата на железни сулфиди. Повечето членове на групата съдържат големи количества благородни газове, имплантирани в скалата от слънчевия вятър.[10]
  • K група – тип Какангари. Това са едни от най-редките метеоритни групи, намерени на Земята. Всички принадлежат към петрографски тип 3, богати са на железен сулфид и троилит и показват многобройни примитивни „бронирани“ хондрули.[10]
  • F група – форстерит хондрити. Съставени са от оливин и чист магнезий, наречен форстерит. Причислени са към петрографски тип 3. Минералогията и окисляванета им ги поставят между H групата на обикновените хондрити и енстатитит хондритите.[3]

Ахондрити[редактиране | редактиране на кода]

Акапулкоитът NWA 2989. Черните частици са никел-желязо.
Лодранити
Уреилитът NWA 2625
Брахинитът NWA 3151
Еукритът Millbillillie, мономиктна брекча
Диогенитът NWA 7831. Полупрозрачните жълто-зелени кристали са ортопироксен, бледооранжевите продукти са резултат от атмосферни промени по множество фрактури.
Хауардитът NWA 5489. Вижда се голяма еукритна класта, както и парченца от диогенит.
Ангритът D'Orbigny с изявени везикули, които рядко се срещат при метеоритите
Обритът Cumberland Falls, чието падане е наблюдавано през 1919 г. в САЩ
Лунният метеорит NWA 5000 от група LUN G, брекчирано морско габро
Лунният метеорит Dar al Gani 400 от група LUN A, анортозитна ударна стопена брекча
Марсианският ортопироксенит Allan Hills 84001

Ахондритите са каменни метеорити, формирани чрез топене на техните родителски тела. Въпреки че повечето ахондрити са фрагменти от астероиди, някои идват от Луната или Марс.[4] Тяхна основна характеристика е липсата на хондрули – много малки, приблизително сферични обекти, образувани в Слънчевата мъглявина. Тя се използва, за да се разграничат двата вида каменни метеорити – хондрити и ахондрити.[13]

За разлика от другите каменни метеорити, ахондритите не са части от първичния материал, а са продукт от ранните етапи на изграждането на планетите и астероидите, когато материалът се събира под влиянието на гравитацията, за да образува протопланети.[14] Образувани са от хондритна материя в резултат на нейното топене и диференциране в условията на планетарни тела. Хондрулите липсват, тъй като са разкристализирали, вследствие на което текстурата на ахондритите е едрозърнеста.[6][15]

Ахондритите съставляват около 4 % от известните метеорити и са сходни по външен вид с магмените скали от земен произход, които са с ниско съдържание на силициев диоксид като базалти, перидотити и пироксенити.[13] Главните минерали, които влизат в състава им са ромбични пироксени – около 50%, оливин, диопсид – около 12% и плагиоклази – около 25%. Пироксените са представени от енстатит и хиперстен, а плагиоклазите – от анортит и албит. Второстепенните минерали са ортоклаз, плесит, шрайберзит, авгит, хромит, диамант и други.[15]

Според произхода си ахондритите се разделят на 4 групи – примитивни, астероидни, лунни и марсиански.

Примитивни ахондрити (РАС група)[редактиране | редактиране на кода]

Примитивните ахондрити, наричани още PAC група, носят това име, тъй като техният химичен състав е примитивен – подобен на състава на хондритите, но текстурата им е магнитна, показателна за процесите на топене. Класифицирани са в 5 различни групи.[15]

Клан Акапулкоит-лодранити

Акапулкоити

Обикновено акапулкоитите са съставени главно от финозърнест оливин, ортопироксен, малко плагиоклаз, никел-желязна сплав, железен сулфид и троилит. Минералният им състав е междинен между този на Е и Н хондритите. Някои от тях съдържат съвсем малки количества реликтни хондрули. Те са резултат от непълен процес на топене, който не е стигнал дотам, че да достигне химическо и минерално равновесие.[16]

Лодранити

Веществото, от което са съставени лодранитите, е претърпяло само умерена степен на топене и прекристализация. Тъй като акапулкоитите и лодранитите имат сходни минерален и кислород-изотопен състав се смята, че са образувани от едно и също родителско тяло, но водят своя произход от по-голяма негова дълбочина в сравнение с акапулкоитите, където са били подложени на по-интензивна и продължителна термична обработка. Съдържат силикатни минерали – оливин, ортопироксен, незначително количество плагиоклаз и троилит, както и никел-желязна сплав. Начало – [17][18]

Уреилити

Това е основната група примитивни ахондрити, представена от почти 200 известни екземпляра, а по други данни – от 440. Урелитите са разделени на две главни групи – мономиталната основна група и по-рядко срещаната група полимитици. Мономиталните се състоят от брекчи, съставени от седиментни скали, съдържащи само един минерален вид, а полимитиците включват по няколко вида минерали. Освен това са разделени и на три основни типа – оливин-пижонит, оливин-ортопироксен и полимикт уреилити. Съдържат оливин, пироксени, малки количества графит и микродиаманти в гънките между другите минерали, смесени с метал, сулфиди и незначително количество силикати. Съдържат изобилие от уловени благородни газове и въглерод, които вероятно са включени в скалите при по-късно инжектиране в тях от слънчевия вятър.[6][19]

Брахинити

Брахинитите са богати на оливин и показват разнообразна петрология. Съдържат предимно дребни оливинови зърна, като между тях са разпръснати малки количества авгит, плагиоклаз, хромит, шпинел, троилит, железни сулфиди и следи от ортопироксен, фосфати и никел-желязо. Свободен метал се среща много рядко, или въобще отсъства, въпреки че те съдържат общо до 20% желязо, главно под формата на богат на желязо оливин.[17][20][21]

Юнонаити

Юнонаитите са група метеорити, чиито химичен и минерален състав е подобен на този на хондритите, а текстурата им е рекристализирала, ахондритна.[21] Юнонаитите са претърпели обширен термичен метаморфизъм, което е довело до частично топене на железните компоненти и възможно частично топене на силикатите.[13] Минералният им състав е междинен между тези на Е и Н хондритите.[22]

Астероидни ахондрити[редактиране | редактиране на кода]

Астероидните ахондрити, наричани още еволюирали ахондрити, са наречени така, защото са диференцирани върху астероидно родителско тяло. Това означава, че техният минералогичен и химичен състав е променен чрез процеси на топене и кристализация. Те са разделени на няколко групи:

Метеорити от Веста (HED метеорити)

Предполага се, че произходът на HED метеоритите е от астероида Веста. Групата е кръстена на началните букви на трите подгрупи: Хауадрити, Еукрити и Диогенити. Еукритите и диогенитите са базалтови магмени скали, а хауардитите са брекчи, съставени от механични смеси от еукрити и диогенити.[23]

Еукрити

Еукритите са най-често срещаните ахондрити от клана HED метеорити. Образувани са от топенето на хондритите в кората на астероида 4 Веста. Състоят се от кристализирала лава и наподобяват по състав базалтовите скали на Земята. Базалтите се състоят главно от равни количества пироксен и плагиоклаз. Разделят се на три групи – базалтови, кумулативни и полимиктни.[24][25]

Диогенити

Диогенитите са богати на едрозърнест ортопироксен, който е обилно натрупан по повърхността на базалтовата магма. Обикновено той е силно брекчиран и раздробен. Характеризират се с по-големи кристали от еукритите, което води до извода, че произхождат от по-големи дълбочини отколкото еукритите.[24][26]

Хауадрити

Това са сложни брекчи, образувани при удар върху повърхността на родителското тяло, съдържащи еукрити, диогенити и някои хондритни материали. Хауардитите са типични реголити – хаотично изглеждаща смес от отломки от вулканични скали, която се е натрупала и втвърдила на повърхността на астероида и впоследствие е химически променена от космическите лъчи.[26][27] Състоят се предимно от еукритен и диогенитен материал, който обхваща минимум 10% от обема им.[24]

Други еволюирали астероидни ахондрити

Ангрити

Представляват кумулати, които не са претърпели значителна степен на прекристализация или метаморфизъм.[24] Това са скали, образувани от гравитационно утаяване на кристали в стопилката.[23] Те са минерално уникални базалти с магмен произход, образувани на повърхността на родителското тяло. Съставени са предимно от богати на Ca, Al и Ti пироксени (фасаит), оливин и анортитен плагиоклаз.[24]

Обрити (енстатит ахондрити)

Обритите са метеорити от мономинерални магмени скали, съставени от едрозърнест енстатит без съдържание на FeO.[24] Образувани са при изключително редуциращи условия и съдържат различни екзотични минерали, които не се срещат на Земята.[23] Възможно родителско тяло на обритите е и малкият околоземен астероид 3103 Егер, който е единственият известен от Е-тип между близкоземните астрономически обекти.[28]

LUN група – Лунни метеорити[редактиране | редактиране на кода]

Лунните метеорити, събрани в групата LUN са метеорити, произхождащи от Луната, избити от удари на метеороиди.[29] Представени са главно от реголитови брекчи, съдържащи фрагменти от базалти, габро, анортозити и вулканично стъкло с ударен произход. Основните скали на Луната са разделени на две групи – континентални, съдържащи предимно анортозити и морски, базалтови или габрови. Континенталните скали на Луната са предимно фелдшпатни брекчи и съдържат над 50% плагиоклаз във вид на анортит, който рядко се среща на Земята. Сред морските метеорити присъстват както обикновени базалти, така и базалтови брекчи. Лунните метеорити са разделени на 4 групи.[30]

LUN A Метеоритите от тази подгрупа са изградени от брекчи и се разделят на три типа – анортозитни реголитни планински брекчи, анортозитни фрагментирани планински брекчи и анортозитни ударни стопени брекчи. Реголитните планински брекчи произхождат от планини, разположени главно на обратната страна на Луната и се състоят от реголит и значителни фрагменти от плагиоклаз. Фрагментираните също произлизат от лунните планини, но се състоят не от реголит, а от брекчирани фрагменти на скали, намиращи се под лунната повърхност. Състоят се от анортозит, богат на калций плагиоклаз, пироксен, оливин, и някои други минерали. Ударните стопени брекчи се състоят от разтопени от удар брекчи и впоследствие слепени отново. [31]

LUN B – Морски базалти Това са ахондрити от лунните морета, класифицирани като базалти с ниско съдържание на плагиоклаз и оливин и богати на желязо. В сравнение с планинските скали, морските базалти са по-млади, възникнали около милиард години след планините.[31]

LUN G – Морско габро Тази група включва брекчирани и небрекчирани лунни метеорити с едрозърнеста структура. Формирани са при удар, който предизвиква литификация и в дълбочина, където се образуват фрагментарни брекчи. По състав принадлежат към габрото – скала, състояща се предимно от плагиоклаз, под формата на анортит, и пироксен във вид на пижонит и авгит.[31]

LUN N – Норити Единственият известен представител на групата е намерен на три части в Западна Сахара и наречен NWA 773. Представлява вид скала, открита от орбита на няколко места по повърхността на Луната. Норитът е вид габро, едрозърнеста интрузивна скала, съдържаща като основен минерал лабрадорит, различаваща се от габрото по присъствието на хиперстен като доминиращ мафичен минерал.[25]

SNC Група – Марсиански метеорити[редактиране | редактиране на кода]

Марсианските метеорити са скали, образувани на Марс и изхвърлени от планетата, вероятно при сблъсъци с астероиди. Някои от тях са преминали през междупланетното пространство и са паднали на Земята. Името SNC идва от началните букви на трите основни вида марсиански метеорити – шерготити, нахлити и шасинити.[32]

Типовете скали, представени в марсианските метеорити, са базалт, лерцолит, клинопироксенит, дунит и ортопироксенит, които имат различни пропорции между минералите. Категоризирани са въз основа на техните петрологични и геохимични характеристики, в четири групи – шерготити, нахлити, шасинити и ортопироксинити.[32] Тъй като по-късно са идентифицирани още екземпляри от групата, някои от които не се вписват добре в съществуващите типове, са създадени и подгрупи.[32]

Шерготити Шерготитите са най-често срещаната група марсиански метеорити, открити на Земята. Състоят се от базалтови вулканични скали, застинали на повърхността от лавови потоци.[27] В зависимост от съдържанието им, се делят на три подгрупи – базалтови шерготити (S-B), лерцолитни шерготити и преходни членове.[3] При базалтовите шерготити преобладаващото минерално съдържание е от пироксен и плагиоклаз. Лерцолитните са кумулати, при които лерцолитът е изграден главно от пироксен и оливин, а преходните членове представляват базалтови брекчи.[33][34]

Нахлити Нахлитите са кумулати на клинопироксена и са съставени от финозърнест, зеленикаво-кафяв материал. Съдържат предимно авгит и редки минерали, които биха могли да възникнат само в присъствието на течна вода. Образувани са от базалтова магма, натрупана от най-малко 4 изригвания.[27]

Шасинити Това е много рядка група метеорити, която обхваща само от два члена. Състоят се главно от оливин и също съдържат минерали, които могат да възникнат само в присъствието на вода.[27] И двата са марсиански дунити с подобни текстури и минералогия.[35]

Ортопироксенити Досега е известен само един представител на тази група, намерен във вечния лед на Антарктика. За разлика от другите марсиански метеорити, той се състои почти изключително от минерала ортопироксен и е доста по-възрастен от останалите ахондрити. Този метеорит става особено известен със своите микроскопични включвания, които имат структури, напомнящи на изкопаеми бактерии.[27]

Негрупирани Съществуват няколко метеорита с марсиански произход, които не могат да бъдат отнесени към нито една от групите. Такъв е NWA 7034 (Черната красавица), който съдържа десет пъти повече вода от другите марсиански метеорити, открити на Земята. Съставен е от фрагменти от базалт, образуван от бързо охладена лава и съдържа предимно фелдшпат и пироксен, най-вероятно резултат от вулканична дейност.[34][36]

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. ((en)) Natural History Museum, UK
  2. а б ((en)) Encyclopedia Britannica/Types of meteorites
  3. а б в г д е ж Българско метеоритно общество/Класификация на метеоритите
  4. а б в г ((ru)) Encyclopedia Britannica/Stony meteorite</]
  5. а б в г ((ru)) Проблемы геологии и освоения недр/стр.635
  6. а б в г д е ж з и к л м н о п ((en)) 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)
  7. Българско метеоритно общество/Каменни метеорити
  8. а б в г д е ж з и Българско метеоритно общество/Въглеродни хондрити
  9. а б в г д Българско метеоритно общество/Обикновени хондрити
  10. а б в г Българско метеоритно общество/Други хондрити
  11. ((en)) The Meteoritical Society/Recommended classifications/EH
  12. ((en)) The Meteoritical Society/Recommended classifications/EL5
  13. а б в ((en)) Encyclopedia Britannica/Achondrite
  14. Наука/Откъде идват метеоритите?
  15. а б в Основи на минералогията/Руслан Костов/стр.142
  16. ((en)) Science Direct/Acapulcoite
  17. а б Българско метеоритно общество/РАС група-примитивни ахондрити
  18. ((sl)) Znanje Sveta/Lodranit
  19. Българско метеоритно общество/Ахондрити
  20. ((en)) The University of Arizona/Brachinites: Igneous rocks from a differentiated asteroid
  21. а б ((en)) Michael K. Weisberg, Timothy J. McCoy, Alexander N. Krot/Systematics and Evaluation of Meteorite Classification/page 40
  22. ((en)) Springer/02 April 2019/The layered structure model for winonaite parent asteroid implicated by textural and mineralogical diversity
  23. а б в ((en)) Science Direct/Achondrites
  24. а б в г д е ((en)) Science Direct/Eucrite
  25. а б ((en)) David Darling/Encyclopedias/Lunar Meteorite
  26. а б ((de)) Meteoritenland/Howardite, Eukrite und Diogenite (HED-Gruppe)
  27. а б в г д ((de)) Chemie/Achondrit
  28. ((en)) David Darling/Encyclopedias/Aubrite
  29. ((en)) Washington University in St. Louis/Eart and Planetary Sciences/Lunar Meteorites
  30. ((ru)) Элементы/Камни небесные» с Луны и Марса
  31. а б в ((ru)) Крымский федеральный университет имени Вернадского/Кафедра теоретической физики и физики твердого тела/Исследование минерального состава простых хондритов
  32. а б в ((en)) David Darling/Encyclopedias/Meteorites from Mars
  33. ((en)) Science Direct/SNC Meteorites
  34. а б ((ru)) Live Journal/ Марсианские метеориты
  35. ((en)) Science Direct/Chassignite
  36. ((en)) NASA/January 3, 2013/Researchers Identify Water Rich Meteorite Linked To Mars Crust