Chondrite Parent
콘드라이트 부모

Chondrite Parent(콘드라이트 부모)란 무엇입니까?

Chondrite Parent 콘드라이트 부모 - Here, we report high-precision measurements of the massindependent Cr isotope compositions (ε53Cr and ε54Cr) of chondrites (including all carbonaceous chondrites groups) and terrestrial samples using for the first time a multi-collection inductively-coupled-plasma mass-spectrometer to better understand the formation histories and genetic relationships between chondrite parent bodies. ^[1] This shows that there were at least three enstatite achondrite parent bodies in the Solar System. ^[2] Only in the mid-Ordovician, in connection with the break-up of the L-chondrite parent body, do we observe an anomalous micrometeorite regime with a two to three orders-of-magnitude increase in the flux of L-chondritic chrome-spinel grains to Earth. ^[3] Both chromite model ages and isochron ages correlate with the petrological grade of the samples, which is consistent with an onion-shell structure of the chondrite parent bodies. ^[4] The Lockne-Målingen, Tvären, Granby, and Hummeln impact structures all have ages that place their formation in a period of proposed increased cratering rate on Earth following the breakup event of the L-chondrite parent body in the asteroid belt. ^[5] Multiple lines of theoretical, experimental, and empirical evidence point to their formation from the accretion of nebular dust onto chondrule surfaces prior to the formation of chondrite parent bodies [e. ^[6] 15 Ma after CAIs, which are very close to the timing of accretion of ordinary chondrite parent bodies that are expected from thermal evolution of ordinary chondrite parent bodies. ^[7] Comparison of the Te results to Se isotopes and Se/Te ratios shows that due to uncertainties in the composition of the BSE and the isotopic composition of bulk chondrite parent bodies, neither Te isotopes alone nor the combined Se-Te elemental and isotopic systematics can distinguish between a carbonaceous and enstatite chondrite-like late veneer, which is the presumed source of Se and Te in the BSE. ^[8] Together, these observations indicate that differentiation of primitive achondrite parent bodies involved the segregation of distinct partial metallic melts over a range of temperatures, and that these melts ultimately formed a partial core with fractionated and light Ru isotopic composition. ^[9] Finally, also considering current astrophysical models, we explore both inner and outer solar system origins for the CV chondrite parent body. ^[10] In this study, we obtained an estimate of the most porous structure of primordial “granular” chondrite parent bodies based on measurements of the compaction behavior of chondrite component analogs. ^[11] This is classically understood as indicating a primary geochemical signature due to the formation of the components of chondrites (refractory inclusions, chondrules and matrix), or of their precursors, through condensation of a gas of near solar composition, plus secondary variations due to processes such as (i) incomplete volatilization of presolar components, (ii) complex high-temperature exchanges between condensed phases and the nebular gas, and (iii) sorting and transport of grains in the accretion disk before accretion of chondrite parent bodies. ^[12] The aim of the article is to estimate Fe, Ni and Co resources on H-chondrite parent bodies based on the bulk chemical composition, mineral composition and chemical composition of ore minerals – kamacite and taenite. ^[13] 26Al-26Mg ages based on mineral-mesostasis isochrons of 31 porphyritic ferromagnesian chondrules, that belong mainly to type-II, constrain the time of chondrule melting prior to incorporation into the respective chondrite parent bodies. ^[14] The lower intercept age represents a reset age due to a later impact event, which is in coincidence with the disruption event of L‐chondrite parent body at ~470 Myr. ^[15] Complementary superchrondritic compositions of chondrite matrices and subchondritic chondrules may point to formation of these components within the same reservoir or, alternatively, to mobilization of elements during secondary alteration on chondrite parent bodies. ^[16] The data reported here can be applied to the study of other LL chondrites and to sulfides in samples of asteroid Itokawa returned by the Hayabusa mission in order to learn more about the formation and alteration history of the LL chondrite parent body. ^[17] 23, 2 SD) indicate that the NWA 6704 parent body sampled the same isotopic reservoirs in the solar nebula as the carbonaceous chondrite parent bodies. ^[18] These are the only minerals that they considered to be ore minerals forming potential deposits of metallic resources on L chondrite parent bodies. ^[19] 2) and elevated temperatures (~200-300°C) on the CV chondrite parent asteroid. ^[20] These properties are inconsistent with external field sources such as the nebula, solar wind, or impacts, but are consistent with dynamo‐generated fields, indicating that the H chondrite parent body contained an advecting metallic core and was therefore partially differentiated. ^[21] With an age of 453 Ma, Lac La Moinerie joins a growing cluster of more than 12 terrestrial impact structures formed in the Middle-to-Late Ordovician, with potential connection to the L-chondrite parent body breakup event and a period of enhanced bombardment on Earth. ^[22] These data, therefore, provide strong evidence for a common ‘onion shell’ structure for the H, L, and LL chondrite parent bodies. ^[23] Formation of these meteorites on a parent body with similar properties to the EHa enstatite chondrite parent body is suggested by their mineralogy. ^[24] The radius of the L chondrite parent body, its formation time, and its evolution history are determined by fitting theoretical models to empirical data of radioisotopic chronometers for L chondrites. ^[25] The oxidation process appears to be the result of the interaction of aqueous fluids produced by melting of water ice that accreted into the LL chondrite parent body. ^[26] The times of formation of the ordinary and carbonaceous CM chondrite parent bodies have previously been pinpointed, respectively, to ≈2 and 3-4 million years after calcium-aluminum-rich inclusions (CAIs). ^[27] This difference in the relative abundance of hydrogenated alkylpiperidines and alkylpyridines within the CHN molecules could be attributed to the difference in redox condition between CR and CM chondrite parent bodies. ^[28] Some examples of carbonaceous chondrite parent body aqueous alteration will be presented. ^[29] Besides this small grain anomaly the data here and in previous studies support a stable meteorite flux through the late Silurian and Devonian, in contrast to the mid-Ordovician, when achondritic meteorites that are rare on Earth today were common, followed by the influx of a flood of debris related to the breakup of the L-chondrite parent body. ^[30] The internal structure of chondrite parent bodies (CPBs) can be thereby determined by aggregate growth. ^[31] The breakup of the L-chondrite parent body in the asteroid belt 466 million years (Ma) ago still delivers almost a third of all meteorites falling on Earth. ^[32]
여기에서 우리는 콘드라이트(모든 탄소질 콘드라이트 그룹 포함) 및 지상파 샘플의 질량 독립 Cr 동위원소 조성(ε53Cr 및 ε54Cr)의 고정밀 측정을 보고합니다. 콘드라이트 모체 간의 형성 이력과 유전적 관계를 이해합니다. ^[1] 이것은 태양계에 적어도 세 개의 엔스타타이트 콘드라이트 모체가 있음을 보여줍니다. ^[2] 오르도비스기 중기에서만 L-콘드라이트 모체의 붕괴와 관련하여 L-콘드라이트 크롬-첨정석의 플럭스가 2~3배 증가하는 변칙적인 미세 운석 체제를 관찰할 수 있습니다. 지구에 곡물. ^[3] 크로마이트 모델 연대와 등시성 연대는 모두 샘플의 암석 등급과 상관관계가 있으며, 이는 콘드라이트 모체의 양파 껍질 구조와 일치합니다. ^[4] Lockne-Målingen, Tvären, Granby 및 Hummeln 충돌 구조는 모두 소행성대에 있는 L-콘드라이트 모체의 붕괴 이후 지구에서 제안된 증가된 분화구 비율 기간에 형성되는 연령을 가지고 있습니다. ^[5] 여러 줄의 이론적, 실험적, 경험적 증거는 콘드라이트 모체 형성 이전에 성운 먼지가 연골 표면에 부착되어 형성되었음을 지적합니다[e. ^[6] CAI 이후 15Ma는 일반 콘드라이트 모체의 열적 진화에서 예상되는 일반 콘드라이트 모체의 부착 시기에 매우 가깝습니다. ^[7] Se 동위원소 및 Se/Te 비율에 대한 Te 결과의 비교는 BSE의 조성과 벌크 콘드라이트 모체의 동위원소 조성의 불확실성으로 인해 Te 동위원소 단독이나 Se-T 원소 및 동위원소 계통도를 구별할 수 없음을 보여줍니다. BSE에서 Se 및 Te의 추정 소스인 탄소질 및 엔스타타이트 콘드라이트 유사 후기 베니어 사이. ^[8] 함께, 이러한 관찰은 원시 콘드라이트 모체의 분화가 온도 범위에 걸쳐 별개의 부분 금속 용융물의 분리를 포함하고 이러한 용융물이 궁극적으로 분획화되고 가벼운 Ru 동위원소 조성을 갖는 부분 코어를 형성함을 나타냅니다. ^[9] 마지막으로 현재 천체 물리학 모델을 고려하여 CV 콘드라이트 모체의 내부 및 외부 태양계 기원을 모두 탐색합니다. ^[10] 이 연구에서 우리는 콘드라이트 성분 유사체의 압축 거동 측정을 기반으로 원시 "과립" 콘드라이트 모체의 가장 다공성 구조의 추정치를 얻었습니다. ^[11] 이것은 콘드라이트(내화성 내포물, 콘드룰 및 매트릭스)의 구성 요소 또는 태양에 가까운 조성의 가스 응축을 통한 전구체의 구성으로 인한 1차 지구화학적 특징과 다음과 같은 과정으로 인한 2차 변화를 나타내는 것으로 고전적으로 이해됩니다. (i) 태양전 구성요소의 불완전한 휘발, (ii) 응축상과 성운 가스 사이의 복잡한 고온 교환, (iii) 콘드라이트 모체의 강착 전에 강착 원반에서 곡물의 분류 및 수송. ^[12] 이 기사의 목적은 kamacite 및 taenite와 같은 광석 광물의 벌크 화학 조성, 광물 조성 및 화학 조성을 기반으로 H-콘드라이트 모체의 Fe, Ni 및 Co 자원을 추정하는 것입니다. ^[13] 주로 유형 II에 속하는 31개의 반암 강자성체 콘드룰의 광물-중생 아이소크론에 기반한 26Al-26Mg 연대는 각각의 콘드라이트 모체로 통합되기 전에 콘드룰이 녹는 시간을 제한합니다. ^[14] 더 낮은 차단 연령은 ~470 Myr에서 L-콘드라이트 모체의 중단 이벤트와 일치하는 이후의 충격 이벤트로 인한 리셋 연령을 나타냅니다. ^[15] 콘드라이트 매트릭스와 서브콘드라이트 콘드룰의 상보적 슈퍼크론드라이트 조성은 동일한 저장소 내에서 이러한 구성요소의 형성을 가리킬 수 있거나 대안적으로 콘드라이트 모체에 대한 2차 변경 동안 요소의 동원을 가리킬 수 있습니다. ^[16] 여기에 보고된 데이터는 LL 콘드라이트 모체의 형성 및 변경 이력에 대해 더 배우기 위해 Hayabusa 임무에서 반환된 소행성 Itokawa 샘플의 황화물 및 다른 LL 콘드라이트 연구에 적용할 수 있습니다. ^[17] 23, 2 SD) NWA 6704 모체가 탄소질 콘드라이트 모체와 동일한 동위원소 저장소를 태양 성운에서 샘플링했음을 나타냅니다. ^[18] 이들은 L 콘드라이트 모체에 금속 자원의 잠재적 퇴적물을 형성하는 광석 광물로 간주한 유일한 광물입니다. ^[19] 2) CV 콘드라이트 모 소행성의 온도 상승(~200-300°C). ^[20] 이러한 특성은 성운, 태양풍 또는 충격과 같은 외부 필드 소스와 일치하지 않지만 다이너모 생성 필드와 일치하여 H 콘드라이트 모체가 이류하는 금속 코어를 포함하므로 부분적으로 분화되었음을 나타냅니다. ^[21] 4억 5300만 년의 나이로 Lac La Moinerie는 오르도비스기 중기에서 후기까지 형성된 12개 이상의 지상 충돌 구조 클러스터에 합류했습니다. 지구. ^[22] 따라서 이러한 데이터는 H, L 및 LL 콘드라이트 모체에 대한 공통 '양파 껍질' 구조에 대한 강력한 증거를 제공합니다. ^[23] EHa enstatite 콘드라이트 모체와 유사한 특성을 가진 모체에서 이러한 운석의 형성은 광물학에 의해 제안됩니다. ^[24] L 콘드라이트 모체의 반경, 형성 시간 및 진화 역사는 L 콘드라이트에 대한 방사성 동위원소 크로노미터의 경험적 데이터에 이론 모델을 피팅함으로써 결정됩니다. ^[25] 산화 과정은 LL 콘드라이트 모체에 부착된 얼음의 용융에 의해 생성된 수성 유체의 상호작용의 결과인 것으로 보입니다. ^[26] 일반 및 탄소질 CM 콘드라이트 모체의 형성 시간은 이전에 각각 칼슘-알루미늄이 풍부한 개재물(CAI) 이후 ≈2 및 3-400만년으로 정확히 지정되었습니다. ^[27] CHN 분자 내 수소화된 알킬피페리딘과 알킬피리딘의 상대적 존재비의 이러한 차이는 CR과 CM 콘드라이트 모체 사이의 산화환원 조건의 차이에 기인할 수 있습니다. ^[28] 탄소질 콘드라이트 모체 수성 변경의 몇 가지 예가 제시됩니다. ^[29] 이 작은 입자 변칙 외에도 여기와 이전 연구의 데이터는 오늘날 지구에서 보기 드문 연골 운석이 흔했던 오르도비스기 중기와 대조적으로 후기 실루리아기와 데본기를 통한 안정적인 운석 흐름을 뒷받침합니다. L-콘드라이트 모체의 붕괴와 관련된 파편의 홍수. ^[30] 따라서 콘드라이트 모체(CPB)의 내부 구조는 응집체 성장에 의해 결정될 수 있습니다. ^[31] 4억 6600만 년 전(Ma) 소행성대에서 L-콘드라이트 모체의 붕괴는 여전히 지구에 떨어지는 모든 운석의 거의 3분의 1을 운반한다. ^[32]

Ll Chondrite Parent

The data reported here can be applied to the study of other LL chondrites and to sulfides in samples of asteroid Itokawa returned by the Hayabusa mission in order to learn more about the formation and alteration history of the LL chondrite parent body. ^[1] These data, therefore, provide strong evidence for a common ‘onion shell’ structure for the H, L, and LL chondrite parent bodies. ^[2] The oxidation process appears to be the result of the interaction of aqueous fluids produced by melting of water ice that accreted into the LL chondrite parent body. ^[3]
여기에 보고된 데이터는 LL 콘드라이트 모체의 형성 및 변경 이력에 대해 더 배우기 위해 Hayabusa 임무에서 반환된 소행성 Itokawa 샘플의 황화물 및 다른 LL 콘드라이트 연구에 적용할 수 있습니다. ^[1] 따라서 이러한 데이터는 H, L 및 LL 콘드라이트 모체에 대한 공통 '양파 껍질' 구조에 대한 강력한 증거를 제공합니다. ^[2] 산화 과정은 LL 콘드라이트 모체에 부착된 얼음의 용융에 의해 생성된 수성 유체의 상호작용의 결과인 것으로 보입니다. ^[3]

Carbonaceou Chondrite Parent

23, 2 SD) indicate that the NWA 6704 parent body sampled the same isotopic reservoirs in the solar nebula as the carbonaceous chondrite parent bodies. ^[1] Some examples of carbonaceous chondrite parent body aqueous alteration will be presented. ^[2]
23, 2 SD) NWA 6704 모체가 탄소질 콘드라이트 모체와 동일한 동위원소 저장소를 태양 성운에서 샘플링했음을 나타냅니다. ^[1] 탄소질 콘드라이트 모체 수성 변경의 몇 가지 예가 제시됩니다. ^[2]

L Chondrite Parent

These are the only minerals that they considered to be ore minerals forming potential deposits of metallic resources on L chondrite parent bodies. ^[1] The radius of the L chondrite parent body, its formation time, and its evolution history are determined by fitting theoretical models to empirical data of radioisotopic chronometers for L chondrites. ^[2]
이들은 L 콘드라이트 모체에 금속 자원의 잠재적 퇴적물을 형성하는 광석 광물로 간주한 유일한 광물입니다. ^[1] L 콘드라이트 모체의 반경, 형성 시간 및 진화 역사는 L 콘드라이트에 대한 방사성 동위원소 크로노미터의 경험적 데이터에 이론 모델을 피팅함으로써 결정됩니다. ^[2]

Cv Chondrite Parent

Finally, also considering current astrophysical models, we explore both inner and outer solar system origins for the CV chondrite parent body. ^[1] 2) and elevated temperatures (~200-300°C) on the CV chondrite parent asteroid. ^[2]
마지막으로 현재 천체 물리학 모델을 고려하여 CV 콘드라이트 모체의 내부 및 외부 태양계 기원을 모두 탐색합니다. ^[1] 2) CV 콘드라이트 모 소행성의 온도 상승(~200-300°C). ^[2]

Cm Chondrite Parent

The times of formation of the ordinary and carbonaceous CM chondrite parent bodies have previously been pinpointed, respectively, to ≈2 and 3-4 million years after calcium-aluminum-rich inclusions (CAIs). ^[1] This difference in the relative abundance of hydrogenated alkylpiperidines and alkylpyridines within the CHN molecules could be attributed to the difference in redox condition between CR and CM chondrite parent bodies. ^[2]
일반 및 탄소질 CM 콘드라이트 모체의 형성 시간은 이전에 각각 칼슘-알루미늄이 풍부한 개재물(CAI) 이후 ≈2 및 3-400만년으로 정확히 지정되었습니다. ^[1] CHN 분자 내 수소화된 알킬피페리딘과 알킬피리딘의 상대적 존재비의 이러한 차이는 CR과 CM 콘드라이트 모체 사이의 산화환원 조건의 차이에 기인할 수 있습니다. ^[2]

chondrite parent body 콘드라이트 모체

Here, we report high-precision measurements of the massindependent Cr isotope compositions (ε53Cr and ε54Cr) of chondrites (including all carbonaceous chondrites groups) and terrestrial samples using for the first time a multi-collection inductively-coupled-plasma mass-spectrometer to better understand the formation histories and genetic relationships between chondrite parent bodies. ^[1] This shows that there were at least three enstatite achondrite parent bodies in the Solar System. ^[2] Only in the mid-Ordovician, in connection with the break-up of the L-chondrite parent body, do we observe an anomalous micrometeorite regime with a two to three orders-of-magnitude increase in the flux of L-chondritic chrome-spinel grains to Earth. ^[3] Both chromite model ages and isochron ages correlate with the petrological grade of the samples, which is consistent with an onion-shell structure of the chondrite parent bodies. ^[4] The Lockne-Målingen, Tvären, Granby, and Hummeln impact structures all have ages that place their formation in a period of proposed increased cratering rate on Earth following the breakup event of the L-chondrite parent body in the asteroid belt. ^[5] Multiple lines of theoretical, experimental, and empirical evidence point to their formation from the accretion of nebular dust onto chondrule surfaces prior to the formation of chondrite parent bodies [e. ^[6] 15 Ma after CAIs, which are very close to the timing of accretion of ordinary chondrite parent bodies that are expected from thermal evolution of ordinary chondrite parent bodies. ^[7] Comparison of the Te results to Se isotopes and Se/Te ratios shows that due to uncertainties in the composition of the BSE and the isotopic composition of bulk chondrite parent bodies, neither Te isotopes alone nor the combined Se-Te elemental and isotopic systematics can distinguish between a carbonaceous and enstatite chondrite-like late veneer, which is the presumed source of Se and Te in the BSE. ^[8] Together, these observations indicate that differentiation of primitive achondrite parent bodies involved the segregation of distinct partial metallic melts over a range of temperatures, and that these melts ultimately formed a partial core with fractionated and light Ru isotopic composition. ^[9] Finally, also considering current astrophysical models, we explore both inner and outer solar system origins for the CV chondrite parent body. ^[10] In this study, we obtained an estimate of the most porous structure of primordial “granular” chondrite parent bodies based on measurements of the compaction behavior of chondrite component analogs. ^[11] This is classically understood as indicating a primary geochemical signature due to the formation of the components of chondrites (refractory inclusions, chondrules and matrix), or of their precursors, through condensation of a gas of near solar composition, plus secondary variations due to processes such as (i) incomplete volatilization of presolar components, (ii) complex high-temperature exchanges between condensed phases and the nebular gas, and (iii) sorting and transport of grains in the accretion disk before accretion of chondrite parent bodies. ^[12] The aim of the article is to estimate Fe, Ni and Co resources on H-chondrite parent bodies based on the bulk chemical composition, mineral composition and chemical composition of ore minerals – kamacite and taenite. ^[13] 26Al-26Mg ages based on mineral-mesostasis isochrons of 31 porphyritic ferromagnesian chondrules, that belong mainly to type-II, constrain the time of chondrule melting prior to incorporation into the respective chondrite parent bodies. ^[14] The lower intercept age represents a reset age due to a later impact event, which is in coincidence with the disruption event of L‐chondrite parent body at ~470 Myr. ^[15] Complementary superchrondritic compositions of chondrite matrices and subchondritic chondrules may point to formation of these components within the same reservoir or, alternatively, to mobilization of elements during secondary alteration on chondrite parent bodies. ^[16] The data reported here can be applied to the study of other LL chondrites and to sulfides in samples of asteroid Itokawa returned by the Hayabusa mission in order to learn more about the formation and alteration history of the LL chondrite parent body. ^[17] 23, 2 SD) indicate that the NWA 6704 parent body sampled the same isotopic reservoirs in the solar nebula as the carbonaceous chondrite parent bodies. ^[18] These are the only minerals that they considered to be ore minerals forming potential deposits of metallic resources on L chondrite parent bodies. ^[19] These properties are inconsistent with external field sources such as the nebula, solar wind, or impacts, but are consistent with dynamo‐generated fields, indicating that the H chondrite parent body contained an advecting metallic core and was therefore partially differentiated. ^[20] With an age of 453 Ma, Lac La Moinerie joins a growing cluster of more than 12 terrestrial impact structures formed in the Middle-to-Late Ordovician, with potential connection to the L-chondrite parent body breakup event and a period of enhanced bombardment on Earth. ^[21] These data, therefore, provide strong evidence for a common ‘onion shell’ structure for the H, L, and LL chondrite parent bodies. ^[22] Formation of these meteorites on a parent body with similar properties to the EHa enstatite chondrite parent body is suggested by their mineralogy. ^[23] The radius of the L chondrite parent body, its formation time, and its evolution history are determined by fitting theoretical models to empirical data of radioisotopic chronometers for L chondrites. ^[24] The oxidation process appears to be the result of the interaction of aqueous fluids produced by melting of water ice that accreted into the LL chondrite parent body. ^[25] The times of formation of the ordinary and carbonaceous CM chondrite parent bodies have previously been pinpointed, respectively, to ≈2 and 3-4 million years after calcium-aluminum-rich inclusions (CAIs). ^[26] This difference in the relative abundance of hydrogenated alkylpiperidines and alkylpyridines within the CHN molecules could be attributed to the difference in redox condition between CR and CM chondrite parent bodies. ^[27] Some examples of carbonaceous chondrite parent body aqueous alteration will be presented. ^[28] Besides this small grain anomaly the data here and in previous studies support a stable meteorite flux through the late Silurian and Devonian, in contrast to the mid-Ordovician, when achondritic meteorites that are rare on Earth today were common, followed by the influx of a flood of debris related to the breakup of the L-chondrite parent body. ^[29] The internal structure of chondrite parent bodies (CPBs) can be thereby determined by aggregate growth. ^[30] The breakup of the L-chondrite parent body in the asteroid belt 466 million years (Ma) ago still delivers almost a third of all meteorites falling on Earth. ^[31]
여기에서 우리는 콘드라이트(모든 탄소질 콘드라이트 그룹 포함) 및 지상파 샘플의 질량 독립 Cr 동위원소 조성(ε53Cr 및 ε54Cr)의 고정밀 측정을 보고합니다. 콘드라이트 모체 간의 형성 이력과 유전적 관계를 이해합니다. ^[1] 이것은 태양계에 적어도 세 개의 엔스타타이트 콘드라이트 모체가 있음을 보여줍니다. ^[2] 오르도비스기 중기에서만 L-콘드라이트 모체의 붕괴와 관련하여 L-콘드라이트 크롬-첨정석의 플럭스가 2~3배 증가하는 변칙적인 미세 운석 체제를 관찰할 수 있습니다. 지구에 곡물. ^[3] 크로마이트 모델 연대와 등시성 연대는 모두 샘플의 암석 등급과 상관관계가 있으며, 이는 콘드라이트 모체의 양파 껍질 구조와 일치합니다. ^[4] Lockne-Målingen, Tvären, Granby 및 Hummeln 충돌 구조는 모두 소행성대에 있는 L-콘드라이트 모체의 붕괴 이후 지구에서 제안된 증가된 분화구 비율 기간에 형성되는 연령을 가지고 있습니다. ^[5] 여러 줄의 이론적, 실험적, 경험적 증거는 콘드라이트 모체 형성 이전에 성운 먼지가 연골 표면에 부착되어 형성되었음을 지적합니다[e. ^[6] CAI 이후 15Ma는 일반 콘드라이트 모체의 열적 진화에서 예상되는 일반 콘드라이트 모체의 부착 시기에 매우 가깝습니다. ^[7] Se 동위원소 및 Se/Te 비율에 대한 Te 결과의 비교는 BSE의 조성과 벌크 콘드라이트 모체의 동위원소 조성의 불확실성으로 인해 Te 동위원소 단독이나 Se-T 원소 및 동위원소 계통도를 구별할 수 없음을 보여줍니다. BSE에서 Se 및 Te의 추정 소스인 탄소질 및 엔스타타이트 콘드라이트 유사 후기 베니어 사이. ^[8] 함께, 이러한 관찰은 원시 콘드라이트 모체의 분화가 온도 범위에 걸쳐 별개의 부분 금속 용융물의 분리를 포함하고 이러한 용융물이 궁극적으로 분획화되고 가벼운 Ru 동위원소 조성을 갖는 부분 코어를 형성함을 나타냅니다. ^[9] 마지막으로 현재 천체 물리학 모델을 고려하여 CV 콘드라이트 모체의 내부 및 외부 태양계 기원을 모두 탐색합니다. ^[10] 이 연구에서 우리는 콘드라이트 성분 유사체의 압축 거동 측정을 기반으로 원시 "과립" 콘드라이트 모체의 가장 다공성 구조의 추정치를 얻었습니다. ^[11] 이것은 콘드라이트(내화성 내포물, 콘드룰 및 매트릭스)의 구성 요소 또는 태양에 가까운 조성의 가스 응축을 통한 전구체의 구성으로 인한 1차 지구화학적 특징과 다음과 같은 과정으로 인한 2차 변화를 나타내는 것으로 고전적으로 이해됩니다. (i) 태양전 구성요소의 불완전한 휘발, (ii) 응축상과 성운 가스 사이의 복잡한 고온 교환, (iii) 콘드라이트 모체의 강착 전에 강착 원반에서 곡물의 분류 및 수송. ^[12] 이 기사의 목적은 kamacite 및 taenite와 같은 광석 광물의 벌크 화학 조성, 광물 조성 및 화학 조성을 기반으로 H-콘드라이트 모체의 Fe, Ni 및 Co 자원을 추정하는 것입니다. ^[13] 주로 유형 II에 속하는 31개의 반암 강자성체 콘드룰의 광물-중생 아이소크론에 기반한 26Al-26Mg 연대는 각각의 콘드라이트 모체로 통합되기 전에 콘드룰이 녹는 시간을 제한합니다. ^[14] 더 낮은 차단 연령은 ~470 Myr에서 L-콘드라이트 모체의 중단 이벤트와 일치하는 이후의 충격 이벤트로 인한 리셋 연령을 나타냅니다. ^[15] 콘드라이트 매트릭스와 서브콘드라이트 콘드룰의 상보적 슈퍼크론드라이트 조성은 동일한 저장소 내에서 이러한 구성요소의 형성을 가리킬 수 있거나 대안적으로 콘드라이트 모체에 대한 2차 변경 동안 요소의 동원을 가리킬 수 있습니다. ^[16] 여기에 보고된 데이터는 LL 콘드라이트 모체의 형성 및 변경 이력에 대해 더 배우기 위해 Hayabusa 임무에서 반환된 소행성 Itokawa 샘플의 황화물 및 다른 LL 콘드라이트 연구에 적용할 수 있습니다. ^[17] 23, 2 SD) NWA 6704 모체가 탄소질 콘드라이트 모체와 동일한 동위원소 저장소를 태양 성운에서 샘플링했음을 나타냅니다. ^[18] 이들은 L 콘드라이트 모체에 금속 자원의 잠재적 퇴적물을 형성하는 광석 광물로 간주한 유일한 광물입니다. ^[19] 이러한 특성은 성운, 태양풍 또는 충격과 같은 외부 필드 소스와 일치하지 않지만 다이너모 생성 필드와 일치하여 H 콘드라이트 모체가 이류하는 금속 코어를 포함하므로 부분적으로 분화되었음을 나타냅니다. ^[20] 4억 5300만 년의 나이로 Lac La Moinerie는 오르도비스기 중기에서 후기까지 형성된 12개 이상의 지상 충돌 구조 클러스터에 합류했습니다. 지구. ^[21] 따라서 이러한 데이터는 H, L 및 LL 콘드라이트 모체에 대한 공통 '양파 껍질' 구조에 대한 강력한 증거를 제공합니다. ^[22] EHa enstatite 콘드라이트 모체와 유사한 특성을 가진 모체에서 이러한 운석의 형성은 광물학에 의해 제안됩니다. ^[23] L 콘드라이트 모체의 반경, 형성 시간 및 진화 역사는 L 콘드라이트에 대한 방사성 동위원소 크로노미터의 경험적 데이터에 이론 모델을 피팅함으로써 결정됩니다. ^[24] 산화 과정은 LL 콘드라이트 모체에 부착된 얼음의 용융에 의해 생성된 수성 유체의 상호작용의 결과인 것으로 보입니다. ^[25] 일반 및 탄소질 CM 콘드라이트 모체의 형성 시간은 이전에 각각 칼슘-알루미늄이 풍부한 개재물(CAI) 이후 ≈2 및 3-400만년으로 정확히 지정되었습니다. ^[26] CHN 분자 내 수소화된 알킬피페리딘과 알킬피리딘의 상대적 존재비의 이러한 차이는 CR과 CM 콘드라이트 모체 사이의 산화환원 조건의 차이에 기인할 수 있습니다. ^[27] 탄소질 콘드라이트 모체 수성 변경의 몇 가지 예가 제시됩니다. ^[28] 이 작은 입자 변칙 외에도 여기와 이전 연구의 데이터는 오늘날 지구에서 보기 드문 연골 운석이 흔했던 오르도비스기 중기와 대조적으로 후기 실루리아기와 데본기를 통한 안정적인 운석 흐름을 뒷받침합니다. L-콘드라이트 모체의 붕괴와 관련된 파편의 홍수. ^[29] 따라서 콘드라이트 모체(CPB)의 내부 구조는 응집체 성장에 의해 결정될 수 있습니다. ^[30] 4억 6600만 년 전(Ma) 소행성대에서 L-콘드라이트 모체의 붕괴는 여전히 지구에 떨어지는 모든 운석의 거의 3분의 1을 운반한다. ^[31]