كوندريت CI

الكوندريتات CI ، والتي تسمى أيضًا الكوندريتات سي 1 أو الكوندريتات الكربونية من نوع إيفونا ، هي مجموعة من الكوندريتات الكربونية النادرة، وهو نوع من النيازك الحجرية. تمت تسميتهم على اسم نيزك إيفونا ، العينة النموذجية للنيازك. إنها تمثل النيازك المعروفة الأكثر بدائية كيميائياً ، مع تركيبات عنصرية تتطابق بشكل وثيق مع العناصر الموجودة في شمسنا .

تتميز هذه الكوندريتات الكربونية النادرة بعدم وجود كوندريلات عينية بسبب التغيير المائي الذي تتعرض له لفترة طويلة وتصبح قديمة. وعلى الرغم من هذا التغيير في الطور، فقد حافظت الكوندريتات الكربونية على التركيبة العنصرية الأصلية للنظام الشمسي، مما جعلها المادة المرجعية القياسية للوفرة في الكون وفي علم الكواكب وتكوينها. توفر نيازك أورغيل ، وألايس ، وإيفونا، وتونك، وريفيلستوك، إلى جانب عينات أنتاركتيكا الشبيهة بـــ كوندريت سي أي ، تفتح لنا نوافذ على الكيمياء المبكرة للنظام الشمسي، وتكوين المواد المتطايرة الخفيفة ، وربما تعرفنا بأصول اللبنات الأساسية لنشأة الحياة.

التعيين

نيزك أورغيل، وهو من الكوندريتات من النوع سي أي ، سقط في فرنسا عام 1864. هذا النيزك معروض في متحف التاريخ الطبيعي في باريس.

تم اشتقاق الاختصار CI من الحرف C الذي يعني كربوني وعلى طريقة "واسون" في التسمية ، [1] و الحرف I من Ivuna ، وهو موقع النوع الذي اكتشفت فيه في تنزانيا . يشير الرقم 1 في C1 إلى النيازك من النوع 1 طبقا للتصنيف الأقدم لـ Van Schmus-Wood، [2] والذي لا يزال يستخدم في علم الصخور . النيازك الصخرية من النوع 1، بحكم التعريف، لا تحتوي على كوندرولات عينية بالكامل.

الخصائص الفيزيائية والكيميائية

تركيب العناصر

الكربون

تحتوي الكوندريتات CI على كميات كبيرة من الكربون، تتراوح من حوالي 3-5٪ وزناً، في المقام الأول في شكل عضوي.[3] كشف تحليل نيزك إيفونا عن تركيز إجمالي للكربون بنسبة 3.31%، مع كون حوالي 90% منه كربونًا عضويًا.[4] في حين أن هذا يمثل أعلى محتوى من الكربون بين الكوندريتات الكربونية، إلا أنه يتفوق عليه بعض اليوريليتات ، والتي يمكن أن تحتوي على تركيزات كربون أكبر.[5]

الأكسجين

الأكسجين هو العنصر الأكثر وفرة في الكوندريتات سي أي (بنسبة 46٪ وزناً)، [6] مع تركيبة نظيرية مميزة تعمل كمعرف حاسم. تحتوي الكوندريتات سي أي على ثلاثة نظائر أكسجين مستقرة ( 16O، 17O، و 18O) والتي، عند ما يتم رسمها على مخطط النظائر الثلاثة تشغل مجالًا موقعا محددا يمكن تمييزه بوضوح عن مجموعات النيازك الأخرى.[7][8] إنها تــٌظهر إثراءً كبيرًا في الأكسجين-18 ووجودا متوسطا للأكسجين-17 مقارنةً بالكوندريتات CM المماثلة من الناحية الصخرية، مع عدم وجود تداخل بين هذه المجموعات.[7][8] تظهر النيازك الشبيهة بـ CI في أنتاركتيكا إثراءً أكبر للأكسجين-18 ، حيث تمثل العينات العيانية ذات التركيب النظيري للأكسجين هي الأثقل في النظام الشمسي - وهي علامة توفر معلومات أساسية حول ظروف تكوينها الفريدة.[8]

الحديد

يوجد الحديد بنسبة 18-20% وزنا.[9] وهذا المستوى أعلى بشكل طفيف من مستوى الكوندريتات CM، حيث أن الحديد أكثر برودة في التكوين إلى حد ما عن المغنيسيوم. ويأتي النيكل والكوبالت بعد الحديد .[10] يتواجد الجزء الأكبر من الحديد على شكل كاتيونات في السيليكات الفوسفاتية والحديد الموجود على شكل مغنتيت. يظهر بعضها على شكل فيريهيدريت ، [11] ولكن ليس في إيفونا.[12]

التركيب المعدني والمصفوفة

تتكون الكوندريتات سي أي بشكل أساسي من سيليكات فيلوية دقيقة الحبيبات (بنسبة >90% من حيث الحجم) في مصفوفة داكنة ودقيقة الحبيبات تشبه الطين غنية بالمواد الكربونية.[11][13][14] تحتوي مصفوفتها على المغنتيت (~10٪)، وكبريتيدات الحديد مثل البيروتيت (~7٪)، والكربونات (~5٪)، والفيرهيدريت (~5٪) مع كميات أصغر من البنتلانديت ومعادن أخرى. المكونات السائدة هي تنميات متداخلة من السربنتين والسابونيت (بنسبة ~65% وزنا).[11][12][15][16][17] يوجد المغنتيت الفرامبويدي داخل المصفوفة وقد يكون قد تشكل خلال الترسيب من مرحلة تشبه الهلام.[18] وعلى الرغم من أن معظم السيليكات الغشائية في كوندريتات سي أي تكون ذات حبيبات دقيقة وضعيفة التبلور، فإن السيليكات الغشائية المتبلورة جيدًا في إيفونا و ألايس غالبًا ما توجد على شكل شظايا وتجمعات حبيبية (بمقاييس نحو 10 ميكرومتر في الحجم) والتي لا توجد عادةً في أورغويل .[11]

المغنتيت هو ثاني أكثر المعادن وفرة في الكوندريتات CI.[19][20] ويوجد في أشكال مختلفة، [21][22][23] فمنه بلورات وكرات [19][24] وهياكل شبيهة بالتوت (مجموعات تشبه ثمرات التوت)، [21][24][25] واللويحات (هياكل مكدسة أو تشبه خلية النحل)، [21][23][25] والتي تتميز بها الكوندريتات سي أي. المعدن المتشكل من خلال أكسدة الكبريتيدات، وخاصة البيروتيت و تركيباته الغنية بالنيكل، [26][27] ومن المحتمل أن يوجد في أجيال متعددة.[28][29] تشمل المعادن الأخرى الموجودة كبريتيدات الحديد مثل البيروتيت والبنتلانديت والترويليت والكوبانيت . كما تحتوي المصفوفة أيضًا على سيليكات حديدية مغنيسيومية معزولة، مثل الزبرجد الزيتوني ( الفورستريت مع الفايالايت Fa10-20)، والكلينوبيروكسين ، والأورثوبيروكسين ، والتي تتبلور عند درجات حرارة عالية وتظل دون تغيير. تعد السيليكات الطينية الغنية بالماء، بما في ذلك المونتموريلونيت والمعادن الشبيهة بالسربنتين من بين المكونات الرئيسية.[30] بالإضافة إلى ذلك، توجد معادن المتقادمة مثل الإبسوميت (الموجود في الأوردة المجهرية)، والفاتريت ، والكربونات، والكبريتات.[31][32]

علاوة على ذلك، تفتقر هذه النيازك إلى الكوندرولات السليمة، والشوائب الغنية بالكالسيوم والألومنيوم (CAIs)، والتجمعات الزبرجدية الأميبية (AOAs) بسبب التقادم المائي الواسع النطاق.[33]

المعادن المحتوية على الماء

تحتوي كوندريتات سي أي على ما بين 18% إلى 0% من وزنا من الماء [34][35] (مستوى أكبر من المذنب 67P/تشوريوموف-جيراسيمنكو [36][37][38][39][40] ) موفيها مسام تصل إلى ~25-30%، [41] والذي يبدو مأنه رتبطًا بمحتواها العالي من الماء. يرتبط الماء في المقام الأول بالسيليكات الحاملة للماء ويوجد في شكل مجموعات هيدروكسيل (-OH) في السيليكات الفيلو (على سبيل المثال، فيا لمونتموريلونيت والمعادن الشبيهة بالسربنتين).[30] كشف تحليل نيزك إيفونا عن وجود 1 الماء بنسبة 2.73% ، مقسمة بين مياه بين الطبقات (6.58%) والهيكلية OH/H2O في السيليكات الرقائقية (6.15%).[42] يتضح التقادم المائي الواسع عن طريق وجود عروق متقاطعة مملوءة بكبريتات الصوديوم والكالسيوم والمغنيسيوم (الإبسوميت والهكساهيدريت والجبس والبلوديت ).[32][43][44] لا بد أن الماء السائل قد تسلل إلى "الجسم الأم" من خلال الشقوق والصدوع مما أدى إلى ترسيب هذه الطورات المائية. ومن المثير للاهتمام أنه تم التعرف على شوائب من سوائل - فراغات بلورية سليمة تحتوي على سوائل قديمة - في إيفونا وأورجيل، [45][46] وهي تمثل العينات المباشرة الوحيدة الباقية من المحاليل الملحية في النظام الشمسي المبكر.

توجد غالبية الكربون في الكوندريتات سي أي (بنسبة > 70٪) على شكل مادة عضوية غير قابلة للذوبان (IOM)، وهي جزيء كبير يشبه الكيروجين يتكون من شبكة عطرية مترابطة متماسكة مع روابط أليفاتية ومركبات حلقية غير متجانسة ومجموعات وظيفية مختلفة.[47] تتضمن المادة العضوية القابلة للذوبان (الجزء المتبقي < 30٪) مركبات مختلفة مثل الهيدروكربونات الأليفاتية والهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) والكحوليات ومركبات الكربونيل .[48][49][50][51]

الفينانثرين والأنثراسين ، وهما عبارة عن هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات ذات ثلاث حلقات ؛ هما الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات الأكثر انتشارًا ويُعتقد أنهما نتيجة لكسر IOM أثناء المعالجة المائية والحرارية.[52] كما شوهدت توزيعات جزيئية متنوعة للهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات بين نيزكي إيفونا وأورغيل، مما يكشف عن تباين تركيبي كبير داخل جسم الأم سي أي.[52] وعلاوة على ذلك، يُعزى هذا التنوع إلى عملية تُعرف باسم "الكروماتوغرافيا الكويكبية"، حيث يتم فصل المركبات العضوية وتوزيعها بشكل تفاضلي في جميع أنحاء الكويكب عن طريق هجرة السوائل. تم التعرف على العديد من الجزيئات ذات الصلة البيولوجية في نيزك أورجويل، بما في ذلك البيورينات مثل الأدينين والجوانين ، [53][54][55] واليوراسيل البيريميديني، [53][56] إلى جانب المركبات غير البيولوجية مثل التريزينات .[53]

كما توجد الأحماض الأمينية في كوندريتات سي أي في تركيزات بين 70 نانومول/غرام و 75 نانومول/جرام مع توزيع بسيط لــ بيتا-الينين [ ][ ] . وهذ قد يكون قد نشأ من التقادم المائي وليس تغير كيميائي. يتناقض هذا مع مجموعات الكوندريت الكربونية الأخرى وقد ينتج عن تغير مائي واسع النطاق بدلاً من الاختلافات الكيميائية المتأصلة. [1] يُظهر أورغويل فائضًا ملحوظًا في التماثل الإينانتيوميري L-isovaline بنسبة حوالي 19٪، ومن المحتمل أن يكون قد تضخم بسبب العمليات المائية. [1] بالإضافة إلى ذلك، تحتوي الكوندريتات CI على كربونات (حوالي 5٪ من حيث الحجم) بما في ذلك الدولوميت والكالسيت والبريونريت، [4][5][6] بالإضافة إلى مركبات الكبريت المختلفة مثل ثنائي كبريتيد الألكيل والعطري، [7][8] على الرغم من أن بعض محتوى الكبريت قد ينتج عن عمليات الأكسدة الأرضية.

مقارنة مع مجموعات الكوندريت الأخرى

تتميز كوندريتات سي أي عن جميع مجموعات النيازك الأخرى بسبب تغيرها المائي الواسع، مع وجود حد أدنى (< 0.1٪) من الكوندريتات العينية [57][58] [ [59][60] وشوائب غنية بالكالسيوم والألومنيوم (CAIs)، [61] وعدم وجود تراكمات زبرجد أميبية (AOAs).[62] وعلى الرغم من هذا التغيير، فإنها تحافظ بشكل متناقض على أقرب تطابق لوفرة العناصر غير المتطايرة في الشمس بينما تحتوي على تركيزات متطايرة أعلى من معظم النيازك.

ينعكس هذا التركيب الفريد في نسبها العنصرية - تظهر الكوندريتات CI نسبة Mg/Si عالية نسبيًا (1.07)، والتي يتجاوزها فقط الكوندريتات CV ، إلى جانب أدنى نسبة Ca/Si (0.057) بين جميع الكوندريتات الكربونية. تصل كميات نظائر الأكسجين الخاصة بهم إلى أعلى المستويات في مجموعة الكوندريت الكربونية، مع نسب مماثلة للقيم الأرضية.[63]

عند مقارنتها بكوندريتات CM، تظهر كوندريتات CI دليلاً على تقادم مائي أكثر شمولاً.[64] تحافظ الكوندريتات سي إم على بعض الكوندريلات الأصلية والشوائب الغنية بالكالسيوم والألومنيوم على الرغم من احتوائها على ما يصل إلى 70٪ من السيليكات الرقائقية. وبالعكس ، تتكون الكوندريتات سي أي من أكثر من 95% من مصفوفة السيليكات الرقائقية مع عدم وجود أي سمات قديمة يمكن التعرف عليها تقريبًا.[65] تختلف التجمعات المعدنية في هذه المجموعات بشكل واضح: حيث تحتوي الكوندريتات سي إم على تناميات وفيرة من التوكيلينيت - الكرونستيدتيت مع كبريتيدات الحديد والنيكل، بينما تتميز الكوندريتات سي أي بمعادن السربنتين والسابونيت ( سمكتيت ) الغنية بالمغنيسيوم، إلى جانب كميات كبيرة من المغنتيت والكربونات والكبريتات.[11][66][67][68] تعكس هذه الاختلافات المعدنية نسبًا متفاوتة من الماء إلى الصخور وتغير درجات الحرارة أثناء معالجة الجسم الأم.

التكوين والتقادم

شروط السديم الشمسي المطلوبة لتكوين سي أي

تشكلت الكوندريتات سي أي خلال أول بضعة ملايين من السنين من تاريخ النظام الشمسي في مناطق غنية بالمواد المتطايرة في السديم الشمسي ، ومن المحتمل أنها تقع خلف خط الثلج (عند مسافات أبعد من > 4 وحدات فلكية من الشمس) حيث سمحت درجات الحرارة حول 160 كلفن بالحفاظ على الجليد المائي. يوضح موقع التكوين هذا تركيزاتها العالية من المواد الغنية بالكربون والمواد المتطايرة مقارنة بمجموعات الكوندريت الأخرى. ويتم دعم ذلك من خلال التشابه بين كوندريتات سي أي والأقمار الجليدية للنظام الشمسي الخارجي. علاوة على ذلك يبدو أن هناك صلة بالمذنبات : مثل المذنبات، تتراكم الكوندريتات سي أي مع السيليكات والجليد والمواد المتطايرة الأخرى، بالإضافة إلى المركبات العضوية (والمثال على ذلك : المذنب هالي ).

على الرغم من تصنيفها على أنها كوندريتات من النوع 1 (تفتقر إلى كوندريلات يمكن التعرف عليها) تحتوي كوندريتات سي أي على شظايا كوندريلات نادرة ومعادن لا مائية وCAIs (أقل من 1٪ حجما).[57][69] تدعم تركيبات الأكسجين النظيرية لهذه المعادن أصلها كبقايا من الكوندرولات والشوائب المقاومة للحرارة.[70] قبل التغيير المائي، من المرجح أن تكون العناصر المكونة للكوندريلات تتكون في المقام الأول من الكوندريلات، والشوائب المقاومة للحرارة، والمعادن المعتمة، والمصفوفة اللامائية.[58]

معالجة الجسم الرئيسي

بعد التكوين تكون أجسام الرئيسية سي أي قد تعرضت إلى تسخين أدى إلى ذوبان الجليد لإنشاء الماء السائل. ثم تفاعل هذه الماء مع المعادن الأولية عند درجات حرارة تتراوح بين 50-150 درجة مئوية.  وتحويلها إلى سيليكات فيلوية مائية خال فترة تقرب من 15 مليون سنة. خلال ذلك الوقت يكون قد حدث التغيير في البيئات ذات نسب عالية من الماء إلى الصخور (بنسب > 0.6-1.2) ودرجة الحموضة المحايدة إلى القلوية (باهاء بين 7-10).

لا بد أن الماء السائل قد تسلل إلى الجسم الأم من خلال الشقوق والصدوع ثم ترسبت المراحل الحاملة للماء. أدت هذه العملية إلى تحويل جميع المواد الأولية اللامائية تقريبًا إلى مراحل ثانوية. تظهر الكوندريتات المختلفة من سي أي مستويات متفاوتة من التقادم والتغيير: حيث يمثل أورجويل (الذي يحتوي على سيليكات فيلوية دقيقة الحبيبات، وفيريهيدريت، وحبيبات مغنتيت/كبريتيد متآكلة) الأكثر تغييرًا، [65] بينما تظهر إيفونا (التي تفتقر إلى فيريهيدريت) تغييرًا أقل.[71]

وعلى الرغم من هذا التغيير الواسع النطاق، فإن الكوندريتات CI تحتفظ بشكل متناقض بوفرة العناصر الأكثر بدائية.[72] يشير هذا إلى أن نقل المعادن أثناء التقادم ظل محدودًا بمقاييس تتراوح من مليمتر إلى سم، أو أن الجسم الأم كان مائعًا تمامًا لدرجة أن مواده كانت متجانسة - مما أدى إلى إنشاء نظام مغلق.[73][74][75][76][77][78] يستمر نقاش العلماء حول ما إذا كان هذا التغيير قد حدث في الجسيمات العائمة الحرة قبل التراكم ( فرضية السديم ) [79] أو داخل الكويكب الأم (فرضية الجسم الأم)، [80] مع وجود عروق وأشكال متنوعة من المغنتيت وهذا ما يشير إلى دورات متعددة من النشاط المائي.[65][66][81][82][83]

العلاقة بالكويكبات البدائية والمذنبات والجسيمات والأجسام الفضائية الأخرى

ترتبط كوندريتات سي أي ارتباطًا وثيقًا بالكويكبات البدائية الداكنة من النوع سي في حزام الكويكبات الخارجي استنادًا إلى المطابقات الطيفية.[84][85][86] وقد توسعت الأبحاث الحديثة في هذا الارتباط، وكشفت أن بعض الكويكبات ذات المركب C بدون خصائص انخفاض الأشعة فوق البنفسجية وبعض الكويكبات ذات المركب X قد تكون أيضًا أجسامًا أصلية لـ سي أي .[84] من الجدير بالذكر أن جزءًا كبيرًا من الكويكبات من النوع C تظهر أسطحًا مجففة ذات خصائص طيفية تشبه الكوندريتات الشبيهة بـ سي أي المتحولة حرارياً.[74]

وقد قدمت الكويكبات ريوجو وبينو أدلة حاسمة في هذه العلاقة. في البداية حيث بدت الأطياف المنعكسة من ريوجو التي تم التقاطها بواسطة المركبة الفضائية مشابهة جدًا للأطياف المختبرية لكوندريتات سي أي الساخنة والمجففة جزئيًا.[87][88] ومع ذلك كشف تحليل العينات التي تم إرجاعها من ريوجو عن خصائص معدنية وكيميائية تتطابق بشكل وثيق مع كوندريتات سي أي غير المسخنة.[89][90][91] يسلط هذا التناقض بين الاستشعار عن بعد والعينات المباشرة الضوء على مدى تعقيد تحديد أجسام النيازك الأم من خلال التحليل الطيفي وحده.[92]

علاوة على ذلك، تشير العديد من الأدلة إلى أن نيزك أورغيل، وهو أكثر أنواع الكوندريت دراسة، ربما نشأ من جزء من مذنب أو نواة مذنب منقرضة. وتدعم هذه الفرضية النسبة العالية الماء إلى الصخور في أورجويل، ووفرة المعادن المائية، ونظائر الأكسجين المميزة، ونسب الديوتيريوم إلى الهيدروجين المشابهة لتلك التي تم قياسها في المذنب هارتلي 2 . وتأتي المزيد من الأدلة من تحليلات مسار المدار والغلاف الجوي المعاد بناؤها لسقوط أورغيل.[93][94] وقد اقترح الكوكب القزم سيريس أيضًا كجسم محتمل لـ CI، على الرغم من أن الأدلة القاطعة لا تزال بعيدة المنال.[95][96]

في حين يجادل بعض الباحثين ضد أصول المذنبات بالنسبة لكوندريتات سي أي فإن هذه الحجج غالبًا ما تستند إلى مواقف فلسفية أو أدلة عابرة .[97][98] لقد غيرت بحوث الفضاء فهمنا للمذنبات بشكل كبير، وخاصة مهمة ستاردست بالنسبة إلى المذنب وايلد 2 ، والتي عادت بمواد ذات خصائص كويكبية مدهشة.[99] تشير تلك النتائج إلى أن الحدود بين الكويكبات والمذنبات قد تكون أقل وضوحًا مما كان يُعتقد سابقًا، مع وجود اختلاط كبير بين هذه المجموعات في النظام الشمسي المبكر.[100][101][102] ولا يزال هناك افتراض بأن كوندريتات سي أي هي عينات مذنبات.[103][104][105]

توفر النيازك الدقيقة وجزيئات الغبار بين الكواكب وجهات نظر إضافية حول أصول كوندريت سي أي. تتلقى الأرض كميات كبيرةمن خارج الأرض على شكل نيازك دقيقة وغبار (بما لا يقل عن مرتبة أو مرتبتين من حيث الحجم) مقارنة بالنيازك الكبيرة.[93] تتمتع هذه الجسيمات الأصغر حجمًا بالقدرة على البقاء بشكل أفضل عند دخول الغلاف الجوي نظرًا لنسبة مساحة سطحها إلى حجمها العالية، والتغلب على "مرشح الهشاشة" الذي يحد من استرداد كوندريت سي أي . في حين أن معظم النيازك الدقيقة تظهر تركيبات تشبه سي إم ، فإن جزءًا كبيرًا منها يظهر خصائص تشبه سي أي .[106][107] وقد تحتوي جزيئات الغبار الأكثر بدائية التي نجت منذ تكوين النظام الشمسي دون معالجة كبيرة للجسم الأم على تركيبات أقرب إلى الوفرة البدائية، [108] بما في ذلك محتوى متطاير أعلى كما هو الحال في النيازك الدقيقة فائقة الكربون التي نزلت على القارة القطبية الجنوبية (UCAMMs).

شلالات واكتشافات الكوندريت سي أي البارزة

هناك عدد قليل جدًا من الاكتشافات للكوندريتات سي أي ، مع وجود خمس عينات مؤكدة وعينات تشبه سي أي (انظر النيازك الشبيهة بـ CI ). وقد وزعت أورغيل على وجه الخصوص على مجموعات في جميع أنحاء العالم. ريفيلستوك، وإلى حد أقل تونك، فهما صغيرين ن ويصعب دراستهما، ناهيك عن تشتتهما.[109]

ملخص السقوطات
اسم تاريخ السقوط البلد الكمية المرجع
ألايس 1806 فرنسا 6 كجم [110]
أورغيل 1864 فرنسا 14 كجم [111]
تونك 1911 الهند 7.7 جرام [112]
إيفونا 1938 تنزانيا 705 جرام [113]
ريفيلستوك 1965 كندا 1.6 جرام [114]

أليس (فرنسا، 1806)

يتمتع نيزك أليس ، الذي سقط بالقرب من ما هو الآن أليس ، فرنسا في 15 مارس 1806، بأهمية تاريخية باعتباره ا واحد من أول الكوندريتات الكربونية التي تم التعرف عليها على أنها من خارج كوكب الأرض وأقدم اكتشافات الكوندريت الكربوني. وفي أعقاب ذلك، تم اكتشاف قطع تزن 6 كيلوغرامات في سانت إتيان دو لولم وكاستيلنو فالنس ، وهما قريتان صغيرتان تقعان جنوب شرق أليس. يحتوي أليس على سيليكات فيلوية متبلورة بشكل جيد توجد على شكل شظايا حبيبية وعناقيد. ومع ذلك، فهو يشبه أورجويل بشكل أكبر من حيث في احتوائه على فيريهايدريت (مما يشير إلى تغير في مرحلة لاحقة) وتحليله لمستويات غاز أعلى من النيازك النموذجية.

أورغيل (فرنسا، 1864)

يمثل نيزك أورغيل ، الذي سقط بالقرب من المدينة التي تحمل اسمه في فرنسا في 14 مايو 1864، أكبر نيزك كوندريت سي أي وأكثرها دراسة على نطاق واسع. تفكك هذا السقوط الكبير إلى ما يقرب من 20 قطعة أثناء دخول الغلاف الجوي مما أدى إلى إجمالي كتلة مستردة تبلغ حوالي 14 كجم.

يُعتبر أورغيل عمومًا أكثر كوندريت سي أي متغير، [65] وأصبح مثيرًا للجدل في الستينيات عندما أبلغ الباحثون عن "عناصر منظمة" تم اقتراحها في البداية على أنها حفريات دقيقة محتملة، على الرغم من أن العمل اللاحق كشف أن هذه كانت على الأرجح هياكل معدنية أو تلوث أرضي.

يٌظهر أورجيل العديد من البصمات الكيميائية المميزة، بما في ذلك فائض عالي من التماثل الضوئي لـ-إيسوفالين (حوالي 19٪) - وهو أعلى بكثير من الكوندريتات غير المعدلة.[115] كما يختلف تركيز الأحماض الأمينية فيه (71 نانومول/جم) وتوزيعها (خاصة بيتا ألانين) بشكل ملحوظ عن الأحماض الأمينية ألفا المعقدة الموجودة في النيازك CM2.[115]

تونك (الهند، 1911)

سقط تونك في راجستان بالهند في عام 1911. وهو واحد من الكوندريتات سي أي الأقل دراسة بسبب المواد المتاحة المحدودة. يبلغ الوزن الإجمالي المعروف حوالي 7.7 جرام، مما يجعل من الصعب دراسته بعمق أو توزيعه على نطاق واسع للباحثين.[116] مثل غيرها من الكوندريتات سي أي يصل مستوى الغاز في تونك إلى مستويات أعلى من النيازك النموذجية. إنه يشترك في الخصائص المميزة لكوندريتات سي أي، بما في ذلك التغيير المائي الكبير على الرغم من أن الدراسات التفصيلية محدودة بسبب حجم العينة الصغيرة .

تيتبر نيزك إيفونا ، الذي سقط في تنزانيا في 16 ديسمبر 1938، بمثابة العينة النموذجية لمجموعة سي أي بأكملها. يتميز هذا النيزك بكتلة إجمالية مستعادة تبلغ حوالي 705 جرام، وهو يحتوي على سيليكات فيلوية متبلورة بشكل جيد والتي تظهر غالبًا على شكل شظايا خشنة وعناقيد.

من بين كوندريتات CI، تمثل إيفونا العينة الأقل تغيرًا، حيث تفتقر إلى الفيرهيدريت الموجود في أليس وأورجيل.[74] يتضمن تركيبها 3.31% من إجمالي الكربون (90% عضوي)، و1.59% من إجمالي الهيدروجين (89% غير عضوي)، و12.73% من إجمالي الماء.[4] تشير الدراسات الحديثة لنظائر الأكسجين لحبيبات الدولوميت والمغنتيت إلى أن هذه المعادن ربما تكون قد ترسبت من نفس السائل ، مثل المكونات المماثلة في العينات المأخوذة من الكويكب ريوجو.

ريفيلستوك (كندا، 1965)

كان سقوط كوندريت ريفيلستوك سي أي في عام 1965 ملحوظًا بسبب سقوطه الساطع الشديد في ريفيلستوك ، كولومبيا البريطانية . أنتج قطعتين صغيرتين فقط، يبلغ مجموع وزنهما حوالي 1 جرام (>0.03 أونصة).[117]

النيازك الشبيهة بـ CI

كانت القارة القطبية الجنوبية مصدرًا مهمًا للنيازك بما في ذلك العينات التي تظهر أوجه تشابه مع الكوندريتات سي أي. أولى هذه الاكتشافات Yamato 82042 و Y-82162 اكتسقت في جبال ياماتو . تتشارك هذه النيازك في العديد من الخصائص مع الكوندريتات CI ولكنها تظهر أيضًا اختلافات ملحوظة ؛ فعلى سبيل المثال يحتوي كل من Y-82162 و Y-86029 على كمية أقل من الماء، كما أن تركيبات نظائر الأكسجين المجمعة تحولت إلى قيم أعلى، مما يشير إلى فقدان كبير للماء من السيليكات الغشائية بسبب التحول الحراري.

وفي عام 1992 اقترح إيكيدا أن تصنف هذه النيازك القطبية الجنوبية، والتي تختلف إلى حد ما عن الكوندريتات سي أي غير القطبية الجنوبية، على أنها مجموعة مميزة.[118] بحلول عام 2015 توسعت قائمة العينات المشابهة لـ CI لتشمل Yamato 86029 (11.8 جم) ، و Y-86720، و Y-86737 (2.81 جم)، و Y-86789، و Y-980115 (772 جم)، و Y-980134 (12.2 جم)، و بلجيكا 7904، والكوندريت الصحراوي ضوفار 1988.[119][120][121] اقترح "كينج " وآخرون لاحقًا تصنيفًا منفصلاً لهذه النيازك، وأطلقوا عليها اسم كوندريتات CY.[122][74] وفي عام 2023، ادعى "ماكلينان جرافيك" (باستخدام مطيافية الأشعة تحت الحمراء المتوسطة ) أن الكويكب (3200) فايثون هو الجسم الأم لكوندريتات CY، مما يدعم بشكل أكبر تمييزها عن كوندريتات CI.  [123] ثم تم دحض هذا الادعاء من خلال الفحص المباشر للنيازك.[124]

الفرق الرئيسي بين النيازك الشبيهة بـ CI في أنتاركتيكا وكوندريتات CI هو تغيير السيليكات الغشائية. وفي العديد من العينات الموجودة في القارة القطبية الجنوبية تعرضت هذه المعادن للجفاف والعودة إلى السيليكات، مصحوبة بزيادة في محتوى الكبريتيد. على عكس كوندريتات سي أي النموذجية، حيث يكون المغنتيت أكثر وفرة، تهيمن الكبريتيدات في كوندريتات CY. كما تــٌظهر هذه النيازك أعلى تركيبات لنظائر الأكسجين المسجلة بين جميع النيازك.

كشف التحليل العضوي لكوندريتات "ياماتو " عن تركيزات أقل بكثير من الأحماض الأمينية (نحو ~3 نانومول/جم)، أي أقل بنحو 25 مرة من تلك الموجودة في كوندريتات سي أي الأخرى.[125] تتكون الأحماض الأمينية من أحماض أمينية بروتينية، مما يشير إلى التلوث الأرضي.[125] علاوة على ذلك يختلف التاريخ الحراري بين النيازك الشبيهة بـ CI في القارة القطبية الجنوبية والكوندريتات سي أي التقليدية. في حين أن إيفونا و أورغيل ربما لم تشهدا درجات حرارة أعلى من 150 درجة مئوية على الإطلاق [126][127][128] تم تسخين Y-86029 و Y-980115 حتى 600 °م.[129][130][131] تشير الوفرة المنخفضة للأحماض الأمينية γ و δ في نيازك "ياماتو " إلى أن الحد الأدنى من تكوين الأحماض الأمينية قد حدث على أجسام الأم ، أو أن التسخين لفترات طويلة أدى إلى تدمير الأحماض الأمينية بالكامل تقريبًا.[125]

وأخيرًا يبدو أن النيزك الذي تم العثور عليه في وادي شبيكة 002 [132] والذي عثر عليه السكان المحليون في الصحراء المغربية، هو كوندريت سي أي . على الرغم من أنه لم يكن سقوطًا ملحوظًا، يبدو أن البيئة القاحلة تسببت في حدوث تغيير طفيف في العينة.[133][134][135]

عينة مرجعية من ريوجو

يبدو أن عينات الكويكب (162173) ريوجو ، كما تم اختيارها بواسطة مهمة هايابوسا 2 تتطابق مع نيازك سي أي.[91][136] ونظرًا لأن العينة كانت مغلقة بإحكام فلم تتعرض أبدًا لكائنات حية على الأرض، ويُزعم أنها تستخدم كمرجع كيميائي كوني.[137]

المرجع القياسي للوفرة الكونية

الميزة المميزة لنيازك CI هي تركيبها الكيميائي، فهي غنية بالعناصر المتطايرة - أكثر ثراءً من أي نيازك أخرى. يتم استخدام تحليل العناصر لنيزك سي أي كمعيار كيميائي جيولوجي، لأنه يتمتع "بعلاقة وثيقة بشكل ملحوظ" [138] مع تكوين الشمس والنظام الشمسي الأكبر.[139][140] هذا المعيار للوفرة هو المقياس الذي يتم من خلاله تحليل النيازك الأخرى، [141][142][143] والمذنبات، [144][145][146][147] وفي بعض الحالات الكواكب نفسها [145][148][149][150] (منذ المراجعة [151][152] ).

لاحظ جولدشميت التركيبات البدائية (غير المتمايزة ) لبعض النيازك، وأطلق عليها اسم "الوفرة الكونية" - وافترض أن النيازك وصلت من الفضاء الحر، وليس من نظامنا الشمسي.[153][154] وبدوره، حفزت دراسة مثل هذه الوفرة العمل في مجال التخليق النووي والفيزياء النجمية، ثم أثبتت صحته.[155][156] بمعنى ما، ربما كان اختيار جولدشميت للمصطلحات صحيحًا: حيث يبدو أن تركيب كل من الشمس وCI مشابه للنجوم القريبة أيضًا، [157][158] وتوجد حبيبات ما قبل المجموعة الشمسية (على الرغم من صغر حجمها بحيث لا تكون ذات صلة هنا).

ترتبط وفرة CI بشكل أكثر دقة بالوفرة في الغلاف الضوئي الشمسي. توجد فروق صغيرة بين الجزء الداخلي من الشمس، والغلاف الضوئي، والهالة/الرياح الشمسية. قد تستقر العناصر الثقيلة داخل النجوم (بالنسبة للشمس، يبدو هذا التأثير منخفضًا [159] )؛ تتأثر الهالة وبالتالي الرياح الشمسية بفيزياء البلازما وآليات الطاقة العالية وهي عينات غير كاملة للشمس.[160][161] تتضمن القضايا الأخرى الافتقار إلى السمات الطيفية - وبالتالي، المراقبة المباشرة للغلاف الضوئي - للغازات النبيلة.[162] نظرًا لأن قيم CI يتم قياسها بشكل مباشر (أولاً عن طريق التحليل ، والآن عن طريق مطيافية الكتلة ، وعند الضرورة، تحليل تنشيط النيوترون )، فهي أكثر دقة من القيم الشمسية، والتي تخضع (بالإضافة إلى تأثيرات المجال المذكورة أعلاه) لافتراضات قياس الطيف الضوئي، بما في ذلك العناصر ذات الخطوط الطيفية المتضاربة. على وجه الخصوص، عندما لم تتطابق وفرة الحديد في CIs والشمس، [163][164] كانت القيمة الشمسية هي التي تم التشكيك فيها وتصحيحها، وليس عدد النيازك.[165][166] تختلف وفرة الشمس ووفرة الكوندريت، للأفضل والأسوأ، في أن الكوندريتات المكثفة منذ حوالي 4.5 مليار سنة تمثل بعض الحالات الكوكبية الأولية (أي الوفرة البدائية للشمس)، [167][168] بينما تستمر الشمس في حرق الليثيوم [169] وربما عناصر أخرى [155][156][158] وتنتج الهيليوم بشكل مستمر من الديوتيريوم على سبيل المثال .

تتضمن الموضوعات المتعلقة بوفرة سي أي عدم التجانس (التباين الموضعي )، [170][171] والبروم والهالوجينات الأخرى التي تذوب في الماء وبالتالي فهي غير مستقرة.[172][160][173][174] المواد المتطايرة، مثل الغازات النبيلة و العناصر المحبة للحرارة مثل الكربون والنيتروجين والأكسجين وما إلى ذلك، تضيع من المعادن ولا يُفترض أنها تتحمل التوافق مع الشمس. ومع ذلك، ففي العصر الحديث انخفضت قياسات الكربون والأكسجين في الشمس بشكل كبير.[162][175][176] وبما أن هذين العنصرين هما الأكثر وفرة بعد الهيدروجين والهيليوم، فإن معدنية الشمس تتأثر بشكل كبير.[176][177] من الممكن أن تحتوي كوندريتات سي أي على كمية كبيرة جدًا من المواد المتطايرة، وقد تكون مصفوفة كوندريتات CM (باستثناء الكوندريلات ، والشوائب الغنية بالكالسيوم والألومنيوم ، وما إلى ذلك)، أو بحيرة تاجيش السائبة، بمثابة وكيل أفضل لوفرة الشمس.[169][178][179]

التصنيفات الخاطئة

نظرًا لندرتها وأهميتها كمراجع جيوكيميائية، كان هناك اهتمام كبير بتصنيف النيازك على أنها كوندريتات سي أي . ومع ذلك تم إعادة تصنيف العديد من النيازك التي كان يُعتقد في السابق أنها كوندريتات سي أي.

اسم وصف
عينة فوهة المقعد أثناء مهمة أبولو 12 عام 1969، تم اكتشاف نيزك على القمر وكان يُعتقد في البداية أنه كوندريت CI. ومع ذلك، كشف تحليل أعمق عن أنه كان في الواقع كوندريت CM وثيق الصلة.
كايدون في عام 1983، اقترح كاليمين وكيريدج أن نيزك كايدون قد يكون كوندريت CI.[180] في ذلك الوقت، كانت مجموعة الكوندريت CR لا تزال قيد المناقشة، مما يجعل CI تصنيفًا أكثر ملاءمة. ومع ذلك، تم تصنيف كايدون الآن رسميًا باعتباره كوندريت CR2 .
نيزك بحيرة تاجيش كان نيزك بحيرة تاجيش، الذي سقط في عام 2000 في إقليم يوكون، يُعتبر في البداية كوندريت CI ولكن تم تصنيفه لاحقًا على أنه غير مجمع C2 (ung) بسبب وجود الكوندريلات.[181][182][183][184] في حين أن نظائر الكربون والنيتروجين الخاصة بها تشبه الكوندريتات CI، [185] فإن نظائر الأكسجين الخاصة بها ليست كذلك. تتميز بحيرة تاجيش بغنى الأكسجين 17 ولكنها تعاني من نقص الأكسجين 18 ، مما يجعلها أقرب إلى كوندريتات CM.[186][187][188]
شمال غرب 5958 في عام 2011، اقترح فريق بحثي أن نيزك شمال غرب أفريقيا 5958 (NWA 5958) كان كوندريت CI.[189] ومع ذلك، أفادت دراسات لاحقة أنها لا تتناسب مع هذا التصنيف.[190] تم تصنيف NWA 5958 رسميًا الآن على أنه غير مجمع C2 (ung) .

الأهمية

بالمقارنة مع جميع النيازك التي تم العثور عليها حتى الآن، تمتلك الكوندريتات CI أقوى تشابه مع التوزيع العنصري داخل السديم الشمسي الأصلي. ولهذا السبب يطلق عليها أيضًا اسم النيازك البدائية . باستثناء العناصر المتطايرة الكربون والهيدروجين والأكسجين والنيتروجين ، وكذلك الغازات النبيلة ، والتي تفتقر إليها الكوندريتات CI، فإن النسب العنصرية متطابقة تقريبًا. الليثيوم هو استثناء آخر، فهو غني بالنيازك (الليثيوم في الشمس يشارك في عملية التخليق النووي وبالتالي يتضاءل).

وبسبب هذا التشابه القوي، أصبح من المعتاد في علم الصخور تطبيع عينات الصخور مقابل الكوندريتات ذات التكافؤ المركزي لعنصر معين، أي أن نسبة الصخور/الكوندريت تستخدم لمقارنة العينة بالمادة الشمسية الأصلية. تشير النسب > 1 إلى إثراء العينة، وتشير النسب < 1 إلى استنزاف العينة. تُستخدم عملية التطبيع بشكل أساسي في المخططات العنكبوتية للعناصر الأرضية النادرة .

تحتوي الكوندريتات CI أيضًا على نسبة عالية من الكربون. بالإضافة إلى المركبات الكربونية غير العضوية مثل الجرافيت والماس والكربونات، يتم تمثيل المركبات الكربونية العضوية. على سبيل المثال، تم اكتشاف الأحماض الأمينية. وهذه حقيقة مهمة للغاية في البحث المستمر عن أصل الحياة .

انظر أيضا

لمراجع

  1. ↑ Wasson، J. T. (1974). Meteorites-classification and properties. Berlin: Springer. ISBN:978-3-642-65865-5.
  2. ↑ Van Schmus، W. R.؛ Wood، J.A. (1967). "A chemical-petrologic classification for the chondritic meteorites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 31 ع. 5: 74765. Bibcode:1967GeCoA..31..747V. DOI:10.1016/S0016-7037(67)80030-9.
  3. ↑ Pearson، V. K.؛ Sephton، M. A.؛ Franchi، I. A.؛ Gibson، J. M.؛ Gilmour، I. (26 يناير 2010). "Carbon and nitrogen in carbonaceous chondrites: Elemental abundances and stable isotopic compositions". Meteoritics & Planetary Science. ج. 41 ع. 12: 1899–1918. DOI:10.1111/j.1945-5100.2006.tb00459.x. ISSN:1086-9379.
  4. 1 2 Yokoyama, Tetsuya; Nagashima, Kazuhide; Nakai, Izumi; Young, Edward D.; Abe, Yoshinari; Aléon, Jérôme; Alexander, Conel M. O’D.; Amari, Sachiko; Amelin, Yuri (24 Feb 2023). "Samples returned from the asteroid Ryugu are similar to Ivuna-type carbonaceous meteorites". Science (بالإنجليزية). 379 (6634): eabn7850. Bibcode:2023Sci...379.7850Y. DOI:10.1126/science.abn7850. hdl:2115/90313. ISSN:0036-8075. PMID:35679354. Archived from the original on 2025-04-27.Yokoyama, Tetsuya; Nagashima, Kazuhide; Nakai, Izumi; Young, Edward D.; Abe, Yoshinari; Aléon, Jérôme; Alexander, Conel M. O’D.; Amari, Sachiko; Amelin, Yuri; Bajo, Ken-ichi; Bizzarro, Martin; Bouvier, Audrey; Carlson, Richard W.; Chaussidon, Marc; Choi, Byeon-Gak (24 February 2023). "Samples returned from the asteroid Ryugu are similar to Ivuna-type carbonaceous meteorites". Science. 379 (6634): eabn7850. Bibcode:2023Sci...379.7850Y. doi:10.1126/science.abn7850. hdl:2115/90313. ISSN 0036-8075. PMID 35679354.
  5. ↑ Glavin، Daniel P.؛ Alexander، Conel M.O'D.؛ Aponte، José C.؛ Dworkin، Jason P.؛ Elsila، Jamie E.؛ Yabuta، Hikaru (2018)، "The Origin and Evolution of Organic Matter in Carbonaceous Chondrites and Links to Their Parent Bodies"، Primitive Meteorites and Asteroids، Elsevier، ص. 205–271، DOI:10.1016/b978-0-12-813325-5.00003-3، hdl:2060/20180004493، ISBN:978-0-12-813325-5، اطلع عليه بتاريخ 2025-04-06
  6. ↑ Mason، B (1 يناير 1971). Handbook of elemental abundances in meteorites. Gordon and Breach, Science Publishers, Inc., New York. Bibcode:1971heam.book.....M. OSTI:4366427.
  7. 1 2 Doh، Seong-Jae؛ Yu، Yong-Jae (31 ديسمبر 2010). "Meteorites: Rocks from the Outer Space". Journal of the Korean Astronomical Society. ج. 43 ع. 6: 183–190. Bibcode:2010JKAS...43..183D. DOI:10.5303/jkas.2010.43.6.183. ISSN:1225-4614.
  8. 1 2 3 Rowe, Marvin W.; Clayton, Robert N.; Mayeda, Toshiko K. (22 Aug 1994). "Oxygen isotopes in separated components of CI and CM meteorites". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 58 (23): 5341–5347. Bibcode:1994GeCoA..58.5341R. DOI:10.1016/0016-7037(94)90317-4. Archived from the original on 2024-08-04.
  9. ↑ Palme, H.; Zipfel, J. (30 Jul 2021). "The composition of CI chondrites and their contents of chlorine and bromine: Results from instrumental neutron activation analysis". Meteoritics & Planetary Science (بالإنجليزية). 57 (2): 317–333. DOI:10.1111/maps.13720. ISSN:1086-9379. Archived from the original on 2025-04-17.
  10. ↑ Kallemeyn, Gregory W.; Wasson, John T. (12 Mar 1981). "The compositional classification of chondrites—I. The carbonaceous chondrite groups". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 45 (7): 1217–1230. Bibcode:1981GeCoA..45.1217K. DOI:10.1016/0016-7037(81)90145-9. Archived from the original on 2024-12-15.
  11. 1 2 3 4 5 Tomeoka, Kazushige; Buseck, Peter R. (11 Mar 1988). "Matrix mineralogy of the Orgueil CI carbonaceous chondrite". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 52 (6): 1627–1640. Bibcode:1988GeCoA..52.1627T. DOI:10.1016/0016-7037(88)90231-1. Archived from the original on 2024-08-03.
  12. 1 2 Brearley، A. J. (1992). "Mineralogy of fine grained matrix in the Ivuna CI carbonaceous chondrite". LPS XXIII. ص. 153.
  13. ↑ Larimer, J.W; Anders, Edward (Mar 1970). "Chemical fractionations in meteorites—III. Major element fractionations in chondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 34 (3): 367–387. Bibcode:1970GeCoA..34..367L. DOI:10.1016/0016-7037(70)90112-2. Archived from the original on 2024-08-03.
  14. ↑ Brearley, Adrian J.; Prinz, martin (Mar 1992). "CI chondrite-like clasts in the Nilpena polymict ureilite: Implications for aqueous alteration processes in CI chondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 56 (3): 1373–1386. Bibcode:1992GeCoA..56.1373B. DOI:10.1016/0016-7037(92)90068-T. Archived from the original on 2025-04-06.
  15. ↑ Scott، E. R. D.؛ Krot، A. N. (1 يناير 2007)، Holland، Heinrich D.؛ Turekian، Karl K. (المحررون)، "1.07 - Chondrites and Their Components"، Treatise on Geochemistry، Oxford: Pergamon، ص. 1–72، DOI:10.1016/b0-08-043751-6/01145-2، ISBN:978-0-08-043751-4، مؤرشف من الأصل في 2025-03-31، اطلع عليه بتاريخ 2025-04-07
  16. ↑ Zolensky، M.؛ Barrett، R.؛ Browning، L. (1993). "Mineralogy and composition of matrix and chondrule rims in carbonaceous chondrites". Geochim. ج. 57 ع. 13: 3123−48. Bibcode:1993GeCoA..57.3123Z. DOI:10.1016/0016-7037(93)90298-B.
  17. ↑ Bass، M. N. (1971). "Montmorillonite and serpentine in Orgueil meteorite". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 35 ع. 2: 139−47. Bibcode:1971GeCoA..35..139B. DOI:10.1016/0016-7037(71)90053-6.
  18. ↑ Kerridge, John F.; Mackay, Alan L.; Boynton, William V. (27 Jul 1979). "Magnetite in CI Carbonaceous Meteorites: Origin by Aqueous Activity on a Planetesimal Surface". Science (بالإنجليزية). 205 (4404): 395–397. Bibcode:1979Sci...205..395K. DOI:10.1126/science.205.4404.395. ISSN:0036-8075. PMID:17790849. Archived from the original on 2025-03-18.
  19. 1 2 Rahmdor، P. (1963). "The Opaque Minerals in Stony Meteorites". J. Geophys. Res. ج. 68 ع. 7: 2011. Bibcode:1963JGR....68.2011R. DOI:10.1029/JZ068i007p02011. S2CID:129294262. very common" "characteristic
  20. ↑ Alfing، J.؛ Patzek، M.؛ Bischoff، A. (2019). "Modal Abundances of coarse-grained (>5um) components within CI-chondrites and their individual clasts − Mixing of various lithologies on the CI parent body(ies)". Geochemistry. ج. 79 ع. 4: 125532. Bibcode:2019ChEG...79l5532A. DOI:10.1016/j.chemer.2019.08.004. S2CID:202041205.
  21. 1 2 3 Jedwab، J. (1967). "La Magnetite en Plaquettes des Meteorites carbonees D'Alais, Ivuna et Orgueil". Earth Planet. Sci. Lett. ج. 2 ع. 5: 440–444. Bibcode:1967E&PSL...2..440J. DOI:10.1016/0012-821X(67)90186-0.
  22. ↑ Jedwab، J. (1971). "La Magnetite de la Meteorite D'Orgueil Vue au Microscope Electronique a Balayage". Icarus. ج. 15 ع. 2: 319–45. Bibcode:1971Icar...15..319J. DOI:10.1016/0019-1035(71)90083-2.
  23. 1 2 Kerridge، J. F.؛ Chatterji S. (1968). "Magnetite Content of a Type I Carbonaceous Meteorite". Nature. ج. 220 ع. 5169: 775–76. Bibcode:1968Natur.220R.775K. DOI:10.1038/220775b0. S2CID:4192603.
  24. 1 2 Kerridge J. F. (1970). "Some observations on the nature of magnetite in the Orgueil meteorite". Earth Planet. Sci. Lett. ج. 9 ع. 4: 229–306. Bibcode:1970E&PSL...9..299K. DOI:10.1016/0012-821X(70)90122-6.
  25. 1 2 Hua، X.؛ Buseck P. R. (1998). "Unusual forms of magnetite in the Orgueil carbonaceous chondrite". Meteorit. Planet. Sci. ج. 33: A215-20. DOI:10.1111/j.1945-5100.1998.tb01335.x. S2CID:126546072.
  26. ↑ Larson E .E.؛ Watson D. E.؛ Herndon J. M.؛ Rowe M. W. (1974). "Thermomagnetic analysis of meteorites, 1. C1 chondrites". Earth and Planetary Science Letters. ج. 21 ع. 4: 345–50. Bibcode:1974E&PSL..21..345L. DOI:10.1016/0012-821X(74)90172-1. hdl:2060/19740018171. S2CID:33501632. presumably FeS
  27. ↑ Watson D. E.؛ Larson E. E.؛ Herndon J. M.؛ Rowe M. W. (1975). "Thermomag anal of meteorites, 2. C2 chondrites". Earth Planet. Sci. Lett. ج. 27: 101–07. DOI:10.1016/0012-821X(75)90167-3. hdl:2060/19740018171.
  28. ↑ Hyman M.؛ Rowe M. W. (1983). "Magnetite in CI chondrites". J. Geophys. Res. ج. 88: A736-40. Bibcode:1983LPSC...13..736H. DOI:10.1029/JB088iS02p0A736.
  29. ↑ Gounelle، M.؛ Zolensky M. E. (2014). "The Orgueil meteorite: 150 years of history". Meteoritics & Planetary Sci. ج. 49 ع. 10: 1769−94. Bibcode:2014M&PS...49.1769G. DOI:10.1111/maps.12351. S2CID:128753934.
  30. 1 2 Beck، P.؛ Quirico، E.؛ Montes-Hernandez، G.؛ Bonal، L.؛ Bollard، J.؛ Orthous-Daunay F.-R.؛ Howard K. T.؛ Schmitt B.؛ Brissaud O. (2010). "Hydrous mineralogy of CM and CI chondrites from infrared spectroscopy and their relationship with low albedo asteroids". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 74 ع. 16: 4881−92. Bibcode:2010GeCoA..74.4881B. DOI:10.1016/j.gca.2010.05.020.
  31. ↑ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع :10
  32. 1 2 Richardson, Steven M. (Mar 1978). "Vein Formation in the C1 Carbonaceous Chondrites". Meteoritics (بالإنجليزية). 13 (1): 141–159. Bibcode:1978Metic..13..141R. DOI:10.1111/j.1945-5100.1978.tb00803.x. ISSN:0026-1114. Archived from the original on 2023-12-07.
  33. ↑ King, Ashley J. (2024), "An introduction to meteorites", Reference Module in Materials Science and Materials Engineering (بالإنجليزية), Elsevier, DOI:10.1016/b978-0-443-21439-4.00039-0, ISBN:978-0-12-803581-8, Archived from the original on 2025-04-29, Retrieved 2025-04-07
  34. ↑ Wiik, H.B. (Jun 1956). "The chemical composition of some stony meteorites". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 9 (5–6): 279–289. Bibcode:1956GeCoA...9..279W. DOI:10.1016/0016-7037(56)90028-X. Archived from the original on 2024-08-15.
  35. ↑ King، A.J.؛ Solomon J.R.؛ Schofield P.F. (2015). "Characterising the CI and CI-like carbonaceous chondrites using thermogravimetric analysis and infrared spectroscopy". Earth, Planets and Space. ج. 67: 198. Bibcode:2015EP&S...67..198K. DOI:10.1186/s40623-015-0370-4. hdl:10141/622224. S2CID:2148318.
  36. ↑ Fulle، M. N.؛ Altobelli B.؛ Buratti B.؛ Choukroun M.؛ Fulchignoni M.؛ Grün E.؛ Taylor M. G. G. T.؛ Weissman P. (2016). "Unexpected and significant findings in comet 67P/Churyumov–Gerasimenko: an interdisciplinary view". Mon. Not. R. Astron. Soc. ج. 462 ع. Suppl_1: S2−8. DOI:10.1093/mnras/stw1663.
  37. ↑ Fulle، M.؛ Della Corte V.؛ Rotundi A.؛ Green S. F.؛ Accolla M.؛ Colangeli L.؛ Ferrari M.؛ Ivanovski S.؛ Sordini R. (2017). "The dust-to-ices ratio in comets and Kuiper belt objects". Mon. Not. R. Astron. Soc. ج. 469 ع. Suppl_2: S45−49. DOI:10.1093/mnras/stx983.
  38. ↑ Rickman، H. (2017). Origin and Evolution of Comets: Ten Years after the Nice Model and One Year after Rosetta. World Scientific. ISBN:978-981-3222-57-1.
  39. ↑ Fulle، M.؛ Blum J.؛ Green S. F.؛ Gundlach B.؛ Herique A.؛ Moreno F.؛ Mottola S.؛ Rotundi A.؛ Snodgrass C. (2019). "The refractory-to-ice mass ratio in comets". Mon. Not. R. Astron. Soc. ج. 482 ع. 3: 3326–40. DOI:10.1093/mnras/sty2926. hdl:10261/189497.
  40. ↑ Bouquet، A.؛ Miller K. E. Glein C. R. Mousis O. (2021). "Limits on the contribution of early endogenous radiolysis to oxidation in carbonaceous chondrites' parent bodies". Astron. Astrophys. ج. 653: A59. Bibcode:2021A&A...653A..59B. DOI:10.1051/0004-6361/202140798. S2CID:237913967.
  41. ↑ Consolmagno S.J., G. J.; Britt, D. T. (Nov 1998). "The density and porosity of meteorites from the Vatican collection". Meteoritics & Planetary Science (بالإنجليزية). 33 (6): 1231–1241. Bibcode:1998M&PS...33.1231C. DOI:10.1111/j.1945-5100.1998.tb01308.x. ISSN:1086-9379. Archived from the original on 2024-12-24.
  42. ↑ Yokoyama, Tetsuya; Nagashima, Kazuhide; Nakai, Izumi; Young, Edward D.; Abe, Yoshinari; Aléon, Jérôme; Alexander, Conel M. O’D.; Amari, Sachiko; Amelin, Yuri (24 Feb 2023). "Samples returned from the asteroid Ryugu are similar to Ivuna-type carbonaceous meteorites". Science (بالإنجليزية). 379 (6634): eabn7850. Bibcode:2023Sci...379.7850Y. DOI:10.1126/science.abn7850. hdl:2115/90313. ISSN:0036-8075. PMID:35679354. Archived from the original on 2025-04-27.
  43. ↑ Bostrom، Kurt؛ Fredriksson، Kurt (27 يوليو 1966). "SURFACE CONDITIONS OF THE ORGUEIL METEORITE PARENT BODY AS INDICATED BY MINERAL ASSOCIATIONS". Smithsonian Miscellaneous Collections. ج. 151 ع. 3: 1–36. مؤرشف من الأصل في 2025-05-11.
  44. ↑ Fredriksson, Kurt; Kerridge, John F. (Mar 1988). "Carbonates and Sulfates in CI Chondrites: Formation by Aqueous Activity on the Parent Body". Meteoritics (بالإنجليزية). 23 (1): 35–44. Bibcode:1988Metic..23...35F. DOI:10.1111/j.1945-5100.1988.tb00894.x. ISSN:0026-1114. PMID:11538410. Archived from the original on 2025-03-18.
  45. ↑ Saylor، J.؛ Zolensky M.؛ Bodnar R.؛ Le L.؛ Schwandt C. (2001). "Fluid Inclusions in Carbonaceous Chondrites". LPS XXXII. ص. 1875.
  46. ↑ Zolensky، M. E.؛ Bodnar R. J.؛ Yurimoto H.؛ Itoh S.؛ Fries M.؛ Steele A.؛ Chan Q. H.-S.؛ Tsuchiyama A.؛ Kebukawa Y. (2017). "The search for and analysis of direct samples of early Solar System aqueous fluids". Phil. Trans. R. Soc. A. ج. 375 ع. 2094: 20150386. Bibcode:2017RSPTA.37550386Z. DOI:10.1098/rsta.2015.0386. PMC:5394253. PMID:28416725.
  47. ↑ Alexander, C.M.O’D.; Fogel, M.; Yabuta, H.; Cody, G.D. (Sep 2007). "The origin and evolution of chondrites recorded in the elemental and isotopic compositions of their macromolecular organic matter". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 71 (17): 4380–4403. Bibcode:2007GeCoA..71.4380A. DOI:10.1016/j.gca.2007.06.052. Archived from the original on 2025-02-20.
  48. ↑ Glavin، Daniel P.؛ Alexander، Conel M.O'D.؛ Aponte، José C.؛ Dworkin، Jason P.؛ Elsila، Jamie E.؛ Yabuta، Hikaru (2018)، "The Origin and Evolution of Organic Matter in Carbonaceous Chondrites and Links to Their Parent Bodies"، Primitive Meteorites and Asteroids، Elsevier، ص. 205–271، DOI:10.1016/b978-0-12-813325-5.00003-3، hdl:2060/20180004493، ISBN:978-0-12-813325-5، اطلع عليه بتاريخ 2025-04-07
  49. ↑ Yang، J.؛ Epstein، S. (1983). "Interstellar organic matter in meteorites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 47 ع. 12: 21992216. Bibcode:1983GeCoA..47.2199Y. DOI:10.1016/0016-7037(83)90043-1.
  50. ↑ Grady، M. M.؛ Wright، I. A. (2003). "Elemental and Isotopic Abundances of Carbon and Nitrogen in Meteorites". Space Sci. Rev. ج. 106 ع. 1: 231−48. Bibcode:2003SSRv..106..231G. DOI:10.1023/A:1024645906350. S2CID:189792188.
  51. ↑ Tartèse، R.؛ Chaussidon M.؛ Gurenko A.؛ Delarue F.؛ Robert F. (2018). "Insights into the origin of carbonaceous chondrite organics from their triple oxygen isotope composition". PNAS. ج. 115 ع. 34: 8535−40. Bibcode:2018PNAS..115.8535T. DOI:10.1073/pnas.1808101115. PMC:6112742. PMID:30082400.
  52. 1 2 Aponte, José C.; Dworkin, Jason P.; Glavin, Daniel P.; Elsila, Jamie E.; Parker, Eric T.; McLain, Hannah L.; Naraoka, Hiroshi; Okazaki, Ryuji; Takano, Yoshinori (27 Feb 2023). "PAHs, hydrocarbons, and dimethylsulfides in Asteroid Ryugu samples A0106 and C0107 and the Orgueil (CI1) meteorite". Earth, Planets and Space (بالإنجليزية). 75 (1): 28. Bibcode:2023EP&S...75...28A. DOI:10.1186/s40623-022-01758-4. ISSN:1880-5981.
  53. 1 2 3 Hayatsu, Ryoichi (4 Dec 1964). "Orgueil Meteorite: Organic Nitrogen Contents". Science (بالإنجليزية). 146 (3649): 1291–1293. Bibcode:1964Sci...146.1291H. DOI:10.1126/science.146.3649.1291. ISSN:0036-8075. PMID:17810143. Archived from the original on 2025-03-18.
  54. ↑ Stoks, Peter G.; Schwartz, Alan W. (Dec 1979). "Uracil in carbonaceous meteorites". Nature (بالإنجليزية). 282 (5740): 709–710. Bibcode:1979Natur.282..709S. DOI:10.1038/282709a0. ISSN:0028-0836. Archived from the original on 2025-03-18.
  55. ↑ Callahan, Michael P.; Smith, Karen E.; Cleaves, H. James; Ruzicka, Josef; Stern, Jennifer C.; Glavin, Daniel P.; House, Christopher H.; Dworkin, Jason P. (23 Aug 2011). "Carbonaceous meteorites contain a wide range of extraterrestrial nucleobases". Proceedings of the National Academy of Sciences (بالإنجليزية). 108 (34): 13995–13998. Bibcode:2011PNAS..10813995C. DOI:10.1073/pnas.1106493108. ISSN:0027-8424. PMC:3161613. PMID:21836052.
  56. ↑ Oba, Yasuhiro; Koga, Toshiki; Takano, Yoshinori; Ogawa, Nanako O.; Ohkouchi, Naohiko; Sasaki, Kazunori; Sato, Hajime; Glavin, Daniel P.; Dworkin, Jason P. (21 Mar 2023). "Uracil in the carbonaceous asteroid (162173) Ryugu". Nature Communications (بالإنجليزية). 14 (1): 1292. Bibcode:2023NatCo..14.1292O. DOI:10.1038/s41467-023-36904-3. ISSN:2041-1723. PMC:10030641. PMID:36944653.
  57. 1 2 Scott، E. R. D.؛ Krot، A. N. (1 يناير 2007)، Holland، Heinrich D.؛ Turekian، Karl K. (المحررون)، "1.07 - Chondrites and Their Components"، Treatise on Geochemistry، Oxford: Pergamon، ص. 1–72، DOI:10.1016/b0-08-043751-6/01145-2، ISBN:978-0-08-043751-4، مؤرشف من الأصل في 2025-03-31، اطلع عليه بتاريخ 2025-04-07Scott, E. R. D.; Krot, A. N. (1 January 2007), Holland, Heinrich D.; Turekian, Karl K. (eds.), "1.07 - Chondrites and Their Components", Treatise on Geochemistry, Oxford: Pergamon, pp. 1–72, doi:10.1016/b0-08-043751-6/01145-2، ISBN 978-0-08-043751-4, retrieved 7 April 2025
  58. 1 2 Kimura, Makoto; Ito, Motoo; Monoi, Akira; Yamaguchi, Akira; Greenwood, Richard C. (Aug 2024). "The primary abundance of chondrules in CI chondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 378: 36–44. Bibcode:2024GeCoA.378...36K. DOI:10.1016/j.gca.2024.06.002. Archived from the original on 2025-03-31.
  59. ↑ Leshin, Laurie A.; Rubin, Alan E.; McKeegan, Kevin D. (Feb 1997). "The oxygen isotopic composition of olivine and pyroxene from CI chondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 61 (4): 835–845. Bibcode:1997GeCoA..61..835L. DOI:10.1016/S0016-7037(96)00374-2. Archived from the original on 2024-06-05.
  60. ↑ Morin, Gatien L.F.; Marrocchi, Yves; Villeneuve, Johan; Jacquet, Emmanuel (Sep 2022). "16O-rich anhydrous silicates in CI chondrites: Implications for the nature and dynamics of dust in the solar accretion disk". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 332: 203–219. DOI:10.1016/j.gca.2022.06.017. Archived from the original on 2024-08-16.
  61. ↑ Frank، D.؛ Zolensky، M.؛ Martinez J.؛ Mikouchi T.؛ Ohsumi K.؛ Hagiya K.؛ Satake W.؛ Le L.؛ Ross D. (2011). "A CAI in the Ivuna CI1 Chondrite". 42nd LPSC. ص. 2785.
  62. ↑ King, Ashley J. (2024), "An introduction to meteorites", Reference Module in Materials Science and Materials Engineering (بالإنجليزية), Elsevier, DOI:10.1016/b978-0-443-21439-4.00039-0, ISBN:978-0-12-803581-8, Archived from the original on 2025-04-29, Retrieved 2025-04-07King, Ashley J. (2024), "An introduction to meteorites", Reference Module in Materials Science and Materials Engineering, Elsevier, doi:10.1016/b978-0-443-21439-4.00039-0، ISBN 978-0-12-803581-8, retrieved 7 April 2025
  63. ↑ Doh، Seong-Jae؛ Yu، Yong-Jae (31 ديسمبر 2010). "Meteorites: Rocks from the Outer Space". Journal of the Korean Astronomical Society. ج. 43 ع. 6: 183–190. Bibcode:2010JKAS...43..183D. DOI:10.5303/jkas.2010.43.6.183. ISSN:1225-4614.Doh, Seong-Jae; Yu, Yong-Jae (31 December 2010). "Meteorites: Rocks from the Outer Space". Journal of the Korean Astronomical Society. 43 (6): 183–190. Bibcode:2010JKAS...43..183D. doi:10.5303/jkas.2010.43.6.183. ISSN 1225-4614.
  64. ↑ Beck، P.؛ Quirico، E.؛ Montes-Hernandez، G.؛ Bonal، L.؛ Bollard، J.؛ Orthous-Daunay F.-R.؛ Howard K. T.؛ Schmitt B.؛ Brissaud O. (2010). "Hydrous mineralogy of CM and CI chondrites from infrared spectroscopy and their relationship with low albedo asteroids". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 74 ع. 16: 4881−92. Bibcode:2010GeCoA..74.4881B. DOI:10.1016/j.gca.2010.05.020.Beck, P.; Quirico, E.; Montes-Hernandez, G.; Bonal, L.; Bollard, J.; Orthous-Daunay F.-R.; Howard K. T.; Schmitt B.; Brissaud O.; Deschamps F.; Wunder B.; Guillot S. (2010). "Hydrous mineralogy of CM and CI chondrites from infrared spectroscopy and their relationship with low albedo asteroids". Geochim. Cosmochim. Acta. 74 (16): 4881−92. Bibcode:2010GeCoA..74.4881B. doi:10.1016/j.gca.2010.05.020.
  65. 1 2 3 4 Tomeoka, Kazushige; Buseck, Peter R. (11 Mar 1988). "Matrix mineralogy of the Orgueil CI carbonaceous chondrite". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 52 (6): 1627–1640. Bibcode:1988GeCoA..52.1627T. DOI:10.1016/0016-7037(88)90231-1. Archived from the original on 2024-08-03.Tomeoka, Kazushige; Buseck, Peter R. (11 March 1988). "Matrix mineralogy of the Orgueil CI carbonaceous chondrite". Geochimica et Cosmochimica Acta. 52 (6): 1627–1640. Bibcode:1988GeCoA..52.1627T. doi:10.1016/0016-7037(88)90231-1.
  66. 1 2 Brearley، A. J. (1992). "Mineralogy of fine grained matrix in the Ivuna CI carbonaceous chondrite". LPS XXIII. ص. 153.Brearley, A. J. (1992). Mineralogy of fine grained matrix in the Ivuna CI carbonaceous chondrite. LPS XXIII. p. 153.
  67. ↑ Bass، M. N. (1971). "Montmorillonite and serpentine in Orgueil meteorite". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 35 ع. 2: 139−47. Bibcode:1971GeCoA..35..139B. DOI:10.1016/0016-7037(71)90053-6.Bass, M. N. (1971). "Montmorillonite and serpentine in Orgueil meteorite". Geochim. Cosmochim. Acta. 35 (2): 139−47. Bibcode:1971GeCoA..35..139B. doi:10.1016/0016-7037(71)90053-6.
  68. ↑ Keller L. P.؛ Thomas K. L.؛ McKay D. S. (1992). "An interplanetary dust particle with links to CI chondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 56 ع. 3: 1409–12. Bibcode:1992GeCoA..56.1409K. DOI:10.1016/0016-7037(92)90072-Q.
  69. ↑ Frank، D.؛ Zolensky، M.؛ Martinez J.؛ Mikouchi T.؛ Ohsumi K.؛ Hagiya K.؛ Satake W.؛ Le L.؛ Ross D. (2011). "A CAI in the Ivuna CI1 Chondrite". 42nd LPSC. ص. 2785.Frank, D.; Zolensky, M.; Martinez J.; Mikouchi T.; Ohsumi K.; Hagiya K.; Satake W.; Le L.; Ross D.; Peslier A. (2011). A CAI in the Ivuna CI1 Chondrite. 42nd LPSC. p. 2785.
  70. ↑ Kimura, Makoto; Ito, Motoo; Monoi, Akira; Yamaguchi, Akira; Greenwood, Richard C. (Aug 2024). "The primary abundance of chondrules in CI chondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 378: 36–44. Bibcode:2024GeCoA.378...36K. DOI:10.1016/j.gca.2024.06.002. Archived from the original on 2025-03-31.Kimura, Makoto; Ito, Motoo; Monoi, Akira; Yamaguchi, Akira; Greenwood, Richard C. (August 2024). "The primary abundance of chondrules in CI chondrites". Geochimica et Cosmochimica Acta. 378: 36–44. Bibcode:2024GeCoA.378...36K. doi:10.1016/j.gca.2024.06.002.
  71. ↑ King, A.J.; Schofield, P.F.; Howard, K.T.; Russell, S.S. (Sep 2015). "Modal mineralogy of CI and CI-like chondrites by X-ray diffraction". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 165: 148–160. Bibcode:2015GeCoA.165..148K. DOI:10.1016/j.gca.2015.05.038. hdl:10141/622204. Archived from the original on 2024-08-06.
  72. ↑ McSween، H. Y.؛ Richardson، S. M. (1977). "The composition of carbonaceous chondrite matrix". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 41 ع. 8: 1145–61. Bibcode:1977GeCoA..41.1145M. DOI:10.1016/0016-7037(77)90110-7.
  73. ↑ Palme, H.; Zipfel, J. (30 Jul 2021). "The composition of CI chondrites and their contents of chlorine and bromine: Results from instrumental neutron activation analysis". Meteoritics & Planetary Science (بالإنجليزية). 57 (2): 317–333. DOI:10.1111/maps.13720. ISSN:1086-9379. Archived from the original on 2025-04-17.Palme, H.; Zipfel, J. (30 July 2021). "The composition of CI chondrites and their contents of chlorine and bromine: Results from instrumental neutron activation analysis". Meteoritics & Planetary Science. 57 (2): 317–333. doi:10.1111/maps.13720. ISSN 1086-9379.
  74. 1 2 3 4 King, A.J.; Schofield, P.F.; Howard, K.T.; Russell, S.S. (Sep 2015). "Modal mineralogy of CI and CI-like chondrites by X-ray diffraction". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 165: 148–160. Bibcode:2015GeCoA.165..148K. DOI:10.1016/j.gca.2015.05.038. hdl:10141/622204. Archived from the original on 2024-08-06.King, A.J.; Schofield, P.F.; Howard, K.T.; Russell, S.S. (September 2015). "Modal mineralogy of CI and CI-like chondrites by X-ray diffraction". Geochimica et Cosmochimica Acta. 165: 148–160. Bibcode:2015GeCoA.165..148K. doi:10.1016/j.gca.2015.05.038. hdl:10141/622204.
  75. ↑ Piralla، M.؛ Marrocchi، Y.؛ Verdier-Paoletti M. J.؛ Vacher L.؛ Villeneuve J.؛ Piani L.؛ Bekaert D. V.؛ Gounelle M. "Primitive water and dust of the Solar System: Insights from in situ oxygen measurements of CI chondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 269: 451−64. DOI:10.1016/j.gca.2019.10.041. S2CID:209722141.
  76. ↑ Bland P. A.؛ Travis B. J. (2017). "Giant convecting mud balls of the early solar system". Science Advances. ج. 3 ع. 7: e1602514. Bibcode:2017SciA....3E2514B. DOI:10.1126/sciadv.1602514. PMC:5510966. PMID:28740862.
  77. ↑ Tonui، E. K.؛ Zolensky، M. E.؛ Lipschutz، M. E.؛ Wang، M.-S.؛ Nakamura، T. (2003). "Yamato 86029: Aqueously altered and thermally metamorphosed CI-like chondrite with unusual textures". Meteorit. Planet. Sci. ج. 38 ع. 2: 269−92. Bibcode:2003M&PS...38..269T. DOI:10.1111/j.1945-5100.2003.tb00264.x. S2CID:56238044.
  78. ↑ Morlok، A.؛ Bischoff A. Stephan T. Floss C. Zinner E. Jessberger E. K. (2006). "Brecciation and chemical heterogeneities of CI chondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 70 ع. 21: 5371–94. Bibcode:2006GeCoA..70.5371M. DOI:10.1016/j.gca.2006.08.007.
  79. ↑ Bischoff، A. (1998). "Aqueous Alteration of Carbonaceous Chondrites: Evidence for Preaccretionary Alteration". Meteorit. Planet. Sci. ج. 33 ع. 5: 1113−22. Bibcode:1998M&PS...33.1113B. DOI:10.1111/J.1945-5100.1998.TB01716.X. S2CID:129091212.
  80. ↑ Tomeoka، K. (1990). "Phyllosilicate veins in a CI meteorite: evidence for aqueous alteration on the parent body". Nature. ج. 345 ع. 6271: 138−40. Bibcode:1990Natur.345..138T. DOI:10.1038/345138a0. S2CID:4326128.
  81. ↑ Kerridge J. F. (1970). "Some observations on the nature of magnetite in the Orgueil meteorite". Earth Planet. Sci. Lett. ج. 9 ع. 4: 229–306. Bibcode:1970E&PSL...9..299K. DOI:10.1016/0012-821X(70)90122-6.Kerridge J. F. (1970). "Some observations on the nature of magnetite in the Orgueil meteorite". Earth Planet. Sci. Lett. 9 (4): 229–306. Bibcode:1970E&PSL...9..299K. doi:10.1016/0012-821X(70)90122-6.
  82. ↑ Hua، X.؛ Buseck P. R. (1998). "Unusual forms of magnetite in the Orgueil carbonaceous chondrite". Meteorit. Planet. Sci. ج. 33: A215-20. DOI:10.1111/j.1945-5100.1998.tb01335.x. S2CID:126546072.Hua, X.; Buseck P. R. (1998). "Unusual forms of magnetite in the Orgueil carbonaceous chondrite". Meteorit. Planet. Sci. 33: A215-20. doi:10.1111/j.1945-5100.1998.tb01335.x. S2CID 126546072.
  83. ↑ Ikeda Y.؛ Prinz M. (1993). "Petrologic study of the Belgica 7904 carbonaceous chondrite: Hydrous alteration, thermal metamorphism, and relation to CM and CI chondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 57: 439–52. DOI:10.1016/0016-7037(93)90442-Y.
  84. 1 2 Amano, Kana; Matsuoka, Moe; Nakamura, Tomoki; Kagawa, Eiichi; Fujioka, Yuri; Potin, Sandra M.; Hiroi, Takahiro; Tatsumi, Eri; Milliken, Ralph E. (8 Dec 2023). "Reassigning CI chondrite parent bodies based on reflectance spectroscopy of samples from carbonaceous asteroid Ryugu and meteorites". Science Advances (بالإنجليزية). 9 (49): eadi3789. Bibcode:2023SciA....9I3789A. DOI:10.1126/sciadv.adi3789. ISSN:2375-2548. PMC:10699774. PMID:38055820.
  85. ↑ Sugita, S.; Honda, R.; Morota, T.; Kameda, S.; Sawada, H.; Tatsumi, E.; Yamada, M.; Honda, C.; Yokota, Y. (19 Apr 2019). "The geomorphology, color, and thermal properties of Ryugu: Implications for parent-body processes". Science (بالإنجليزية). 364 (6437): 252. Bibcode:2019Sci...364..252S. DOI:10.1126/science.aaw0422. ISSN:0036-8075. PMC:7370239. PMID:30890587.
  86. ↑ Kitazato, K.; Milliken, R. E.; Iwata, T.; Abe, M.; Ohtake, M.; Matsuura, S.; Arai, T.; Nakauchi, Y.; Nakamura, T. (19 Apr 2019). "The surface composition of asteroid 162173 Ryugu from Hayabusa2 near-infrared spectroscopy". Science (بالإنجليزية). 364 (6437): 272–275. Bibcode:2019Sci...364..272K. DOI:10.1126/science.aav7432. ISSN:0036-8075. PMID:30890589. Archived from the original on 2024-10-01.
  87. ↑ Sugita, S.; Honda, R.; Morota, T.; Kameda, S.; Sawada, H.; Tatsumi, E.; Yamada, M.; Honda, C.; Yokota, Y. (19 Apr 2019). "The geomorphology, color, and thermal properties of Ryugu: Implications for parent-body processes". Science (بالإنجليزية). 364 (6437): 252. Bibcode:2019Sci...364..252S. DOI:10.1126/science.aaw0422. ISSN:0036-8075. PMC:7370239. PMID:30890587.Sugita, S.; Honda, R.; Morota, T.; Kameda, S.; Sawada, H.; Tatsumi, E.; Yamada, M.; Honda, C.; Yokota, Y.; Kouyama, T.; Sakatani, N.; Ogawa, K.; Suzuki, H.; Okada, T.; Namiki, N. (19 April 2019). "The geomorphology, color, and thermal properties of Ryugu: Implications for parent-body processes". Science. 364 (6437): 252. Bibcode:2019Sci...364..252S. doi:10.1126/science.aaw0422. ISSN 0036-8075. PMC 7370239. PMID 30890587.
  88. ↑ Kitazato, K.; Milliken, R. E.; Iwata, T.; Abe, M.; Ohtake, M.; Matsuura, S.; Arai, T.; Nakauchi, Y.; Nakamura, T. (19 Apr 2019). "The surface composition of asteroid 162173 Ryugu from Hayabusa2 near-infrared spectroscopy". Science (بالإنجليزية). 364 (6437): 272–275. Bibcode:2019Sci...364..272K. DOI:10.1126/science.aav7432. ISSN:0036-8075. PMID:30890589. Archived from the original on 2024-10-01.Kitazato, K.; Milliken, R. E.; Iwata, T.; Abe, M.; Ohtake, M.; Matsuura, S.; Arai, T.; Nakauchi, Y.; Nakamura, T.; Matsuoka, M.; Senshu, H.; Hirata, N.; Hiroi, T.; Pilorget, C.; Brunetto, R. (19 April 2019). "The surface composition of asteroid 162173 Ryugu from Hayabusa2 near-infrared spectroscopy". Science. 364 (6437): 272–275. Bibcode:2019Sci...364..272K. doi:10.1126/science.aav7432. ISSN 0036-8075. PMID 30890589.
  89. ↑ Nakamura, T.; Matsumoto, M.; Amano, K.; Enokido, Y.; Zolensky, M. E.; Mikouchi, T.; Genda, H.; Tanaka, S.; Zolotov, M. Y. (24 Feb 2023). "Formation and evolution of carbonaceous asteroid Ryugu: Direct evidence from returned samples". Science (بالإنجليزية). 379 (6634). Bibcode:2023Sci...379.8671N. DOI:10.1126/science.abn8671. ISSN:0036-8075. PMID:36137011. Archived from the original on 2025-04-07.
  90. ↑ Yokoyama، T. Nagashima, K. Nakai, I. Young, E. D. Abe, Y. Aléon, J. O'D. Alexander, C. M. Amari, S. Amelin, Y. Bajo, K. Bizzarro, M. Bouvier, A. Carlson, R. W. Chaussidon, M. and 135 others (10 يونيو 2022). "Samples returned from the asteroid Ryugu are similar to Ivuna-type carbonaceous meteorites" (PDF). Science. ج. 379 ع. 6634: 785. Bibcode:2023Sci...379.7850Y. DOI:10.1126/science.abn7850. hdl:2115/90313. PMID:35679354. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2025-04-01.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: أسماء عددية: قائمة المؤلفين (link) صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  91. 1 2 Goodrich، C. A. (مارس 2023). "Ryugu and the Quest for Unaltered CI-Like Materials from the Early Solar System". LPSC 2023. ج. 2806: 1446. Bibcode:2023LPICo2806.1446G.
  92. ↑ Amano, Kana; Matsuoka, Moe; Nakamura, Tomoki; Kagawa, Eiichi; Fujioka, Yuri; Potin, Sandra M.; Hiroi, Takahiro; Tatsumi, Eri; Milliken, Ralph E. (8 Dec 2023). "Reassigning CI chondrite parent bodies based on reflectance spectroscopy of samples from carbonaceous asteroid Ryugu and meteorites". Science Advances (بالإنجليزية). 9 (49): eadi3789. Bibcode:2023SciA....9I3789A. DOI:10.1126/sciadv.adi3789. ISSN:2375-2548. PMC:10699774. PMID:38055820.Amano, Kana; Matsuoka, Moe; Nakamura, Tomoki; Kagawa, Eiichi; Fujioka, Yuri; Potin, Sandra M.; Hiroi, Takahiro; Tatsumi, Eri; Milliken, Ralph E.; Quirico, Eric; Beck, Pierre; Brunetto, Rosario; Uesugi, Masayuki; Takahashi, Yoshio; Kawai, Takahiro (8 December 2023). "Reassigning CI chondrite parent bodies based on reflectance spectroscopy of samples from carbonaceous asteroid Ryugu and meteorites". Science Advances. 9 (49): eadi3789. Bibcode:2023SciA....9I3789A. doi:10.1126/sciadv.adi3789. ISSN 2375-2548. PMC 10699774. PMID 38055820.
  93. 1 2 Gounelle، M.؛ Zolensky M. E. (2014). "The Orgueil meteorite: 150 years of history". Meteoritics & Planetary Sci. ج. 49 ع. 10: 1769−94. Bibcode:2014M&PS...49.1769G. DOI:10.1111/maps.12351. S2CID:128753934.Gounelle, M.; Zolensky M. E. (2014). "The Orgueil meteorite: 150 years of history". Meteoritics & Planetary Sci. 49 (10): 1769−94. Bibcode:2014M&PS...49.1769G. doi:10.1111/maps.12351. S2CID 128753934.
  94. ↑ Gounelle، M.؛ Spurny P. Bland P. A. (2006). "The atmospheric trajectory and orbit of the Orgueil meteorite". Meteoritics & Planetary Sci. ج. 41: 13550. DOI:10.1111/j.1945-5100.2006.tb00198.x. S2CID:59461463.
  95. ↑ McSween، H. Y.؛ Emery J. P. Rivkin A. S. Toplis M. J. Castillo-Rogez J. C. Prettyman T. H. De Sanctis M. C. Pieters C. M. Raymond C. A. Russell C. T. (2018). "Carbonaceous chondrites as analogs for the composition and alteration of Ceres". Meteorit. Planet. Sci. ج. 53 ع. 9: 1793−1804. Bibcode:2018M&PS...53.1793M. DOI:10.1111/maps.12947. S2CID:42146213.
  96. ↑ Chan، Q. H.-S.؛ Zolensky M. E. (2018). "Organic matter in extraterrestrial water-bearing salt crystals". Science Advances. ج. 4 ع. 1: eaao3521. Bibcode:2018SciA....4.3521C. DOI:10.1126/sciadv.aao3521. PMC:5770164. PMID:29349297.
  97. ↑ Anders، E. (1971). "Interrelations of meteorites, asteroids, and comets". في Gehrels, T. (المحرر). Physical studies of minor planets. NASA. ص. 429.
  98. ↑ Anders، E. (1975). "Do stony meteorites come from comets". Icarus. ج. 24 ع. 3: 363−71. Bibcode:1975Icar...24..363A. DOI:10.1016/0019-1035(75)90132-3.
  99. ↑ Zolensky، M.؛ Nakamura-Messenger K.؛ Rietmeijer F.؛ Leroux H.؛ Mikouchi T.؛ Ohsumi K.؛ وآخرون (2008). "Comparing Wild 2 particles to chondrites and IDPs". Meteorit. Planet. Sci. ج. 43 ع. 1: 261−72. Bibcode:2008M&PS...43..261Z. DOI:10.1111/j.1945-5100.2008.tb00621.x. hdl:2060/20080013409. S2CID:55294679.
  100. ↑ Zolensky، M. E.؛ Bodnar R. J. Gibson E. Nyquist (1999). "Asteroidal Water Within Fluid Inclusion–Bearing Halite in an H5 Chondrite, Monahans (1998)". Science. ج. 285 ع. 5432: 1377−9. Bibcode:1999Sci...285.1377Z. DOI:10.1126/science.285.5432.1377. PMID:10464091.
  101. ↑ Yurimoto، H.؛ Itoh S. Zolensky M. Kusakabe M. Karen A. Bodnar R. (2014). "Isotopic compositions of asteroidal liquid water trapped in fluid inclusions of chondrites". Geochemical Journal. ج. 48 ع. 6: 549−60. Bibcode:2014GeocJ..48..549Y. DOI:10.2343/geochemj.2.0335. hdl:2115/57641.
  102. ↑ Bouquet، A.؛ Miller K. E. Glein C. R. Mousis O. (2021). "Limits on the contribution of early endogenous radiolysis to oxidation in carbonaceous chondrites' parent bodies". Astron. Astrophys. ج. 653: A59. Bibcode:2021A&A...653A..59B. DOI:10.1051/0004-6361/202140798. S2CID:237913967.Bouquet, A.; Miller K. E. Glein C. R. Mousis O. (2021). "Limits on the contribution of early endogenous radiolysis to oxidation in carbonaceous chondrites' parent bodies". Astron. Astrophys. 653: A59. Bibcode:2021A&A...653A..59B. doi:10.1051/0004-6361/202140798. S2CID 237913967.
  103. ↑ Campins، H.؛ Swindle T. D. (1998). "Expected characteristics of cometary meteorites". Meteorit. Planet. Sci. ج. 33 ع. 6: 1201−11. Bibcode:1998M&PS...33.1201C. DOI:10.1111/j.1945-5100.1998.tb01305.x. S2CID:129019797.
  104. ↑ Lodders، K.؛ Osborne R. (1999). "Perspectives on the Comet-Asteroid-Meteorite Link". Space Science Reviews. ج. 90: 289−97. Bibcode:1999SSRv...90..289L. DOI:10.1023/A:1005226921031. S2CID:189789172.
  105. ↑ Gounelle، M.؛ Morbidelli A. Bland P. A. Spurny P. Young E. D. Sephton M. A. (2008). "Meteorites from the Outer Solar System?". في Barucci M. A. Boehnhardt H. Cruikshank D. P. Morbidelli A. (المحرر). The Solar System Beyond Neptune. Tucson: University of Arizona Press. ص. 525−41. ISBN:978-0-8165-2755-7.
  106. ↑ Keller L. P.؛ Thomas K. L.؛ McKay D. S. (1992). "An interplanetary dust particle with links to CI chondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 56 ع. 3: 1409–12. Bibcode:1992GeCoA..56.1409K. DOI:10.1016/0016-7037(92)90072-Q.Keller L. P.; Thomas K. L.; McKay D. S. (1992). "An interplanetary dust particle with links to CI chondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. 56 (3): 1409–12. Bibcode:1992GeCoA..56.1409K. doi:10.1016/0016-7037(92)90072-Q.
  107. ↑ Brownlee، D. E. (1985). "Cosmic Dust: Collection and Research". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. ج. 13: 147−73. Bibcode:1985AREPS..13..147B. DOI:10.1146/annurev.ea.13.050185.001051.
  108. ↑ Ebel، D. S.؛ Grossman L. (2000). "Condensation in dust-enriched systems". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 64 ع. 2: 339−66. arXiv:2307.00641. Bibcode:2000GeCoA..64..339E. DOI:10.1016/S0016-7037(99)00284-7.
  109. ↑ Grady، M. M. (2000). Catalogue of Meteorites (ط. 5th). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN:0-521-66303-2.
  110. ↑ Thenard، L. J. (1806). "Analyse d'un aerolithe tombe dans l'arrondisement d'Alais". Ann. Chim. Phys. ج. 59: 103.
  111. ↑ Pisani، F. (1864). "Étude chimique et analyse d'aérolithe d'Orgueil". Comptes Rendus de l'Académie des Sciences de Paris. ج. 59: 132–35.
  112. ↑ Christie، W. A. K. (1914). "A Carbonaceous Aerolite from Rajputana". Rec. Geol. Surv. India. ج. 44: 41–51.
  113. ↑ McSween، H. Y.؛ Richardson، S. M. (1977). "The composition of carbonaceous chondrite matrix". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 41 ع. 8: 1145–61. Bibcode:1977GeCoA..41.1145M. DOI:10.1016/0016-7037(77)90110-7.McSween, H. Y.; Richardson, S. M. (1977). "The composition of carbonaceous chondrite matrix". Geochim. Cosmochim. Acta. 41 (8): 1145–61. Bibcode:1977GeCoA..41.1145M. doi:10.1016/0016-7037(77)90110-7.
  114. ↑ Folinsbee، R. E.؛ Douglas، J. A. V. (1967). "Revelstoke, a new Type I carbonaceous chondrite". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 31 ع. 10: 1625–35. Bibcode:1967GeCoA..31.1625F. DOI:10.1016/0016-7037(67)90111-1.
  115. 1 2 Glavin, Daniel P.; Callahan, Michael P.; Dworkin, Jason P.; Elsila, Jamie E. (Dec 2010). "The effects of parent body processes on amino acids in carbonaceous chondrites: Amino acids in carbonaceous chondrites". Meteoritics & Planetary Science (بالإنجليزية). 45 (12): 1948–1972. DOI:10.1111/j.1945-5100.2010.01132.x. hdl:2060/20100032396. Archived from the original on 2024-03-30.
  116. ↑ Christie، W. A. K. (1914). "The composition of the Tonk Meteorite". The Journal of the Astronomical Society of India. ج. 4 ع. 2: 71–72.
  117. ↑ Folinsbee، R. E.؛ Douglas، J. A. V. (1967). "Revelstoke, a new Type I carbonaceous chondrite". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 31 ع. 10: 1625–35. Bibcode:1967GeCoA..31.1625F. DOI:10.1016/0016-7037(67)90111-1.Folinsbee, R. E.; Douglas, J. A. V. (1967). "Revelstoke, a new Type I carbonaceous chondrite". Geochim. Cosmochim. Acta. 31 (10): 1625–35. Bibcode:1967GeCoA..31.1625F. doi:10.1016/0016-7037(67)90111-1.
  118. ↑ Ikeda، Y. (1992). "An overview of the research consortium, "Antarctic carbonaceous chondrites with CI affinities, Yamato-86720, Yamato-82162, and Belgica-7904"". Proceedings, NIPR Symp. Antarctic Meteorites. ج. 5: 49–73. Bibcode:1992AMR.....5...49I.
  119. ↑ Wasson، J. T. (1974). Meteorites: Classification and Properties. Springer. ISBN:978-3-642-65865-5.
  120. ↑ Weisberg، M. K. (2006). Systematics and Evaluation of Meteorite Classification. Tucson: University of Arizona Press. ص. 19. ISBN:9780816525621.
  121. ↑ Hutchison، R. (2004). Meteorites: A Petrologic, Chemical, and Isotopic Synthesis. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN:0-521-47010-2.
  122. ↑ King، A.J.؛ Solomon J.R.؛ Schofield P.F. (2015). "Characterising the CI and CI-like carbonaceous chondrites using thermogravimetric analysis and infrared spectroscopy". Earth, Planets and Space. ج. 67: 198. Bibcode:2015EP&S...67..198K. DOI:10.1186/s40623-015-0370-4. hdl:10141/622224. S2CID:2148318.King, A.J.; Solomon J.R.; Schofield P.F. (2015). "Characterising the CI and CI-like carbonaceous chondrites using thermogravimetric analysis and infrared spectroscopy". Earth, Planets and Space. 67: 198. Bibcode:2015EP&S...67..198K. doi:10.1186/s40623-015-0370-4. hdl:10141/622224. S2CID 2148318.
  123. ↑ MacLennan، Eric؛ Granvik، Mikael (2 نوفمبر 2023). "Thermal decomposition as the activity driver of near-Earth asteroid (3200) Phaethon". Nature Astronomy. ج. 8: 60–68. arXiv:2207.08968. DOI:10.1038/s41550-023-02091-w.
  124. ↑ Schrader، D. L.؛ Torrano، Z. A.؛ Foustoukos، D. I.؛ Alexander، C. M. O’D.؛ Render، J.؛ Brennecka، G. A. (2025). "Reassessing the proposed "CY chondrites": Evidence for multiple meteorite types and parent bodies from Cr-Ti-H-C-N isotopes and bulk elemental compositions". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 390: 24–37. Bibcode:2025GeCoA.390...24S. DOI:10.1016/j.gca.2024.12.021.
  125. 1 2 3 Burton A. S.؛ Grunsfeld S.؛ Elsila J. E.؛ Glavin D. P.؛ Dworkin J. P. (2014). "The effects of parent-body hydrothermal heating on amino acid abundances in CI-like chondrites". Polar Science. ج. 8 ع. 3: 255. Bibcode:2014PolSc...8..255B. DOI:10.1016/j.polar.2014.05.002.
  126. ↑ Zolensky، M.؛ Barrett، R.؛ Browning، L. (1993). "Mineralogy and composition of matrix and chondrule rims in carbonaceous chondrites". Geochim. ج. 57 ع. 13: 3123−48. Bibcode:1993GeCoA..57.3123Z. DOI:10.1016/0016-7037(93)90298-B.Zolensky, M.; Barrett, R.; Browning, L. (1993). "Mineralogy and composition of matrix and chondrule rims in carbonaceous chondrites". Geochim. 57 (13): 3123−48. Bibcode:1993GeCoA..57.3123Z. doi:10.1016/0016-7037(93)90298-B.
  127. ↑ Clayton، R. N.؛ Mayeda، T. K. (2001). "Oxygen isotope composition of the Tagish Lake carbonaceous chondrite". Lunar and Planetary Sciences Conf. 32. ص. 1885.
  128. ↑ Bullock, E.S.; Gounelle, M.; Lauretta, D.S.; Grady, M.M.; Russell, S.S. (May 2005). "Mineralogy and texture of Fe-Ni sulfides in CI1 chondrites: Clues to the extent of aqueous alteration on the CI1 parent body". Geochimica et Cosmochimica Acta (بالإنجليزية). 69 (10): 2687–2700. Bibcode:2005GeCoA..69.2687B. DOI:10.1016/j.gca.2005.01.003. Archived from the original on 2024-08-19.
  129. ↑ Tonui، E. K.؛ Zolensky، M. E.؛ Lipschutz، M. E.؛ Wang، M.-S.؛ Nakamura، T. (2003). "Yamato 86029: Aqueously altered and thermally metamorphosed CI-like chondrite with unusual textures". Meteorit. Planet. Sci. ج. 38 ع. 2: 269−92. Bibcode:2003M&PS...38..269T. DOI:10.1111/j.1945-5100.2003.tb00264.x. S2CID:56238044.Tonui, E. K.; Zolensky, M. E.; Lipschutz, M. E.; Wang, M.-S.; Nakamura, T. (2003). "Yamato 86029: Aqueously altered and thermally metamorphosed CI-like chondrite with unusual textures". Meteorit. Planet. Sci. 38 (2): 269−92. Bibcode:2003M&PS...38..269T. doi:10.1111/j.1945-5100.2003.tb00264.x. S2CID 56238044.
  130. ↑ Nakamura, Tomoki (2005). "Post-hydration thermal metamorphism of carbonaceous chondrites". Journal of Mineralogical and Petrological Sciences (بالإنجليزية). 100 (6): 260–272. Bibcode:2005JMPeS.100..260N. DOI:10.2465/jmps.100.260. ISSN:1345-6296. Archived from the original on 2025-04-07.
  131. ↑ Tonui, Eric K.; Zolensky, Michael E.; Lipschutz, Michael E.; Wang, Ming-Sheng; Nakamura, Tomoki (Feb 2003). "Yamato 86029: Aqueously altered and thermally metamorphosed CI-like chondrite with unusual textures". Meteoritics & Planetary Science (بالإنجليزية). 38 (2): 269–292. Bibcode:2003M&PS...38..269T. DOI:10.1111/j.1945-5100.2003.tb00264.x. ISSN:1086-9379. Archived from the original on 2025-04-07.
  132. ↑ "Oued Chebeika 002". Meteoritical Bulletin Database. Meteoritical Society. مؤرشف من الأصل في 2024-12-09. اطلع عليه بتاريخ 2025-03-20.
  133. ↑ Garvie، Laurence A.J.؛ Wittmann، Axel (10 مارس 2025). "Mineralogical Observations Of The Oued Chebeika 002 (CI1) Meteorite". 56th LPSC: 1802.
  134. ↑ Mikouchi، T. (10 مارس 2025). "Mineralogy Of Oued Chebeika 002: A True CI1 Chondrite". 56th LPSC: 2021.
  135. ↑ Sadaka، C. Gattacceca, J. Gounelle, M. Barrat, J.-A. Devouard, B. Bonal, L. King, A. Maurel, C. Beck, P. Poch, O. Viennet, J.-C. Roskosz, M. Grauby, O. AuYang, D. Borschneck, D. Tikoo, S. Vidal, V. Rochette, P. (10 مارس 2025). "Oued Chebeika 002: expanding the CI chondrite inventory". 56th LPSC: 2208.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  136. ↑ Yokoyama، T. Nagashima, K. Nakai, I. Young, E. D. Abe, Y. Aléon, J. O'D. Alexander, C. M. Amari, S. Amelin, Y. Bajo, K. Bizzarro, M. Bouvier, A. Carlson, R. W. Chaussidon, M. and 135 others (10 يونيو 2022). "Samples returned from the asteroid Ryugu are similar to Ivuna-type carbonaceous meteorites" (PDF). Science. ج. 379 ع. 6634: 785. DOI:10.1126/science.abn7850. hdl:2115/90313. PMID:35679354. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2025-04-01.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: أسماء عددية: قائمة المؤلفين (link) صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  137. ↑ "Ryugu Reference Project". JAXA. مؤرشف من الأصل في 2025-03-15. اطلع عليه بتاريخ 2025-03-20.
  138. ↑ Holweger، H. (1977). "The solar Na/Ca and S/Ca ratios: A close comparison with carbonaceous chondrites". Earth and Planetary Science Letters. ج. 34 ع. 1: 152−54. Bibcode:1977E&PSL..34..152H. DOI:10.1016/0012-821X(77)90116-9.
  139. ↑ Asplund، M.؛ Grevesse، N.؛ Sauval، A. J.؛ Scott، P. (2009). "The chemical composition of the Sun". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 47 ع. 1: 481−522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. DOI:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. S2CID:17921922.
  140. ↑ Palme، H.؛ Lodders، K.؛ Jones A. (2014). "Solar system abundances of the elements". في Davis, A. M. (المحرر). Treatise on Geochemistry. Elsevier. ص. 15−36.
  141. ↑ Arndt، P.؛ Bohsung، J.؛ Maetz، M.؛ Jessberger، E. K. (1996). "The elemental abundances in interplanetary dust particles". Meteoritics & Planetary Science. ج. 31 ع. 6: 817−33. Bibcode:1996M&PS...31..817A. DOI:10.1111/j.1945-5100.1996.tb02116.x.
  142. ↑ Lodders، K.؛ Fegley، B. Jr. (2011). Chemistry of the Solar System. Cambridge: RSC Publishing. ISBN:978-0-85404-128-2.
  143. ↑ Russell، S. S.؛ Suttle، M. D.؛ King، A. J. (2021). "Abundance and importance of petrological type 1 chondritic material". Meteorit Planet Sci. ج. 57 ع. 2: 277–301. DOI:10.1111/maps.13753. S2CID:243853829. مؤرشف من الأصل في 2025-04-17.
  144. ↑ Anders، E.؛ Grevesse، N. (1989). "Abundances of the elements: Meteoritic and solar". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 53 ع. 1: 197–214. Bibcode:1989GeCoA..53..197A. DOI:10.1016/0016-7037(89)90286-X. S2CID:40797942.
  145. 1 2 Lodders، K.؛ Fegley، B. Jr. (1998). The Planetary Scientist's Companion. New York: Oxford University Press. ISBN:9780195116946.
  146. ↑ Lewis، J. S. (2000). Comet and Asteroid Impact Hazards on a Populated Earth. San Diego: Academic Press. ص. 50. ISBN:0-12-446760-1.
  147. ↑ Paquette، J. A.؛ Engrand، C.؛ Stenzel، O.؛ Hilchenbach، M.؛ Kissel، J.؛ وآخرون (2016). "Searching for calcium–aluminum-rich inclusions in cometary particles with Rosetta/COSIMA" (PDF). Meteorit Planet Sci. ج. 51 ع. 7: 1340−52. Bibcode:2016M&PS...51.1340P. DOI:10.1111/maps.12669. S2CID:132170692. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2021-07-15.
  148. ↑ Harkins، W. D. (1917). "The Evolution of the Elements and the Stability of Complex atoms. I. A new periodic system which shows a relation between the abundance of the elements and the structure of the nuclei of atoms". J. Am. Chem. Soc. ج. 39 ع. 5: 856. Bibcode:1917JAChS..39..856H. DOI:10.1021/ja02250a002. مؤرشف من الأصل في 2023-03-15.
  149. ↑ Morgan، J. W.؛ Anders، E. (1979). "Chemical composition of Mars". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 43 ع. 10: 1601−10. Bibcode:1979GeCoA..43.1601M. DOI:10.1016/0016-7037(79)90180-7.
  150. ↑ Dreibus، G.؛ Wanke، H. (1985). "Mars, a volatile-rich planet". Meteoritics. ج. 20 ع. 2: 367−81. Bibcode:1985Metic..20..367D.
  151. ↑ Warren، P. H. (2011). "Stable-isotope anomalies and the accretionary assemblage of the Earth and Mars: A subordinate role for cabonaceous chondrites". Earth Planet. Sci. Lett. ج. 311 ع. 1: 93−100. Bibcode:2011E&PSL.311...93W. DOI:10.1016/j.epsl.2011.08.047.
  152. ↑ Palme، H.؛ Zipfel، J. (2021). "The composition of CI chondrites and their contents of chlorine and bromine: Results from instrumental neutron activation analysis". Meteorit. Planet. Sci. ج. 57 ع. 2: 317–333. DOI:10.1111/maps.13720. S2CID:238805417.
  153. ↑ Goldschmidt، V. M. (1938). Skrifter Norske Videnskaps: Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente. Oslo: Dybwad.
  154. ↑ Goldschmidt، V. M. (1954). Geochemistry. Oxford: Clarendon Press.
  155. 1 2 Grevesse، N.؛ Sauval، J. (1998). "Standard Solar Composition". Space Science Reviews. ج. 85: 161−74. Bibcode:1998SSRv...85..161G. DOI:10.1023/A:1005161325181. S2CID:117750710.
  156. 1 2 Lodders، K.؛ Fegley، B. Jr. (2011). Chemistry of the Solar System. Cambridge: RSC Publishing. ISBN:978-0-85404-128-2.Lodders, K.; Fegley, B. Jr. (2011). Chemistry of the Solar System. Cambridge: RSC Publishing. ISBN 978-0-85404-128-2.
  157. ↑ Anders، E. (1971). "How well do we know "Cosmic" abundances?". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 35 ع. 5: 516. Bibcode:1971GeCoA..35..516A. DOI:10.1016/0016-7037(71)90048-2.
  158. 1 2 Asplund، M.؛ Grevesse، N.؛ Sauval، A. J.؛ Scott، P. (2009). "The Chemical Composition of the Sun". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 47 ع. 1: 481−522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. DOI:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. S2CID:17921922.
  159. ↑ Asplund، M.؛ Grevesse، N.؛ Sauval، A. J.؛ Scott، P. (2009). "The Chemical Composition of the Sun". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 47 ع. 1: 481−522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. DOI:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. S2CID:17921922.Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J.; Scott, P. (2009). "The Chemical Composition of the Sun". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 47 (1): 481−522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. S2CID 17921922.
  160. 1 2 Anders، E.؛ Grevesse، N. (1989). "Abundances of the elements: Meteoritic and solar". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 53 ع. 1: 197–214. Bibcode:1989GeCoA..53..197A. DOI:10.1016/0016-7037(89)90286-X. S2CID:40797942.Anders, E.; Grevesse, N. (1989). "Abundances of the elements: Meteoritic and solar". Geochim. Cosmochim. Acta. 53 (1): 197–214. Bibcode:1989GeCoA..53..197A. doi:10.1016/0016-7037(89)90286-X. S2CID 40797942.
  161. ↑ Lodders، K.؛ Fegley، B. Jr. (1998). The Planetary Scientist's Companion. New York: Oxford University Press. ISBN:9780195116946.Lodders, K.; Fegley, B. Jr. (1998). The Planetary Scientist's Companion. New York: Oxford University Press. ISBN 9780195116946.
  162. 1 2 Grevesse، N.؛ Sauval، J. (1998). "Standard Solar Composition". Space Science Reviews. ج. 85: 161−74. Bibcode:1998SSRv...85..161G. DOI:10.1023/A:1005161325181. S2CID:117750710.Grevesse, N.; Sauval, J. (1998). "Standard Solar Composition". Space Science Reviews. 85: 161−74. Bibcode:1998SSRv...85..161G. doi:10.1023/A:1005161325181. S2CID 117750710.
  163. ↑ Warner، B. (1968). "The Abundance of Elements in the Solar Photosphere−IV The Iron Group". Mon. Not. R. Astron. Soc. ج. 138: 229−43. DOI:10.1093/mnras/138.2.229.
  164. ↑ Kostik، R. I.؛ Shchukina، N. G.؛ Rutten، R. J. (1996). "The solar iron abundance: not the last word". Astron. Astrophys. ج. 305: 325−42. Bibcode:1996A&A...305..325K.
  165. ↑ Anders، E. (1971). "How well do we know "Cosmic" abundances?". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 35 ع. 5: 516. Bibcode:1971GeCoA..35..516A. DOI:10.1016/0016-7037(71)90048-2.Anders, E. (1971). "How well do we know "Cosmic" abundances?". Geochim. Cosmochim. Acta. 35 (5): 516. Bibcode:1971GeCoA..35..516A. doi:10.1016/0016-7037(71)90048-2.
  166. ↑ Grevesse، N.؛ Sauval، A. J. (1999). "The solar abundance of iron and the photospheric model". Astron. Astrophys. ج. 347: 348–54. Bibcode:1999A&A...347..348G.
  167. ↑ Wieler، R.؛ Kehm، K.؛ Meshik، A. P.؛ Hohenberg، C. M. (1996). "Secular changes in the xenon and krypton abundances in the solar wind recorded in single lunar grains". Nature. ج. 384 ع. 6604: 46−49. Bibcode:1996Natur.384...46W. DOI:10.1038/384046a0. S2CID:4247877.
  168. ↑ Burnett، D. S.؛ Jurewicz، A. J. G.؛ Woolum، D. S. (2019). "The future of Genesis science". Meteorit. Planet. Sci. ج. 54 ع. 5: 1094−114. Bibcode:2019M&PS...54.1092B. DOI:10.1111/maps.13266. PMC:6519397. PMID:31130804.
  169. 1 2 Anders، E.؛ Ebihara، M. (1982). "Solar-system abundances of the elements". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 46 ع. 11: 2363−80. Bibcode:1982GeCoA..46.2363A. DOI:10.1016/0016-7037(82)90208-3.
  170. ↑ Ebihara، M.؛ Wolf، R.؛ Anders، E. (1982). "Are C1 chondrites chemically fractionated? A trace element study". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 46 ع. 10: 1849−62. Bibcode:1982GeCoA..46.1849E. DOI:10.1016/0016-7037(82)90123-5.
  171. ↑ Barrat، J. A.؛ Zanda، B.؛ Moynier، F.؛ Bollinger، C.؛ Liorzou، C.؛ Bayon، G. (2012). "Geochemistry of CI chondrites: Major and trace elements, and Cu and Zn isotopes" (PDF). Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 83: 79−92. Bibcode:2012GeCoA..83...79B. DOI:10.1016/j.gca.2011.12.011. S2CID:53528401. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2022-06-12.
  172. ↑ Anders، E.؛ Ebihara، M. (1982). "Solar-system abundances of the elements". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 46 ع. 11: 2363−80. Bibcode:1982GeCoA..46.2363A. DOI:10.1016/0016-7037(82)90208-3.Anders, E.; Ebihara, M. (1982). "Solar-system abundances of the elements". Geochim. Cosmochim. Acta. 46 (11): 2363−80. Bibcode:1982GeCoA..46.2363A. doi:10.1016/0016-7037(82)90208-3.
  173. ↑ Burnett، D. S.؛ Woolum، D. S.؛ Benjamin، T. M.؛ Rogers، P. S. Z.؛ Duffy، C. J.؛ Maggiore، C. (1989). "A Test of the Smoothness of the Elemental Abundances of Carbonaceous Chondrites". Geochim. Cosmochim. Acta. ج. 53 ع. 2: 471. Bibcode:1989GeCoA..53..471B. DOI:10.1016/0016-7037(89)90398-0.
  174. ↑ Palme، H.؛ Zipfel، J. (2021). "The composition of CI chondrites and their contents of chlorine and bromine: Results from instrumental neutron activation analysis". Meteorit. Planet. Sci. ج. 57 ع. 2: 317–333. DOI:10.1111/maps.13720. S2CID:238805417.Palme, H.; Zipfel, J. (2021). "The composition of CI chondrites and their contents of chlorine and bromine: Results from instrumental neutron activation analysis". Meteorit. Planet. Sci. 57 (2): 317–333. doi:10.1111/maps.13720. S2CID 238805417.
  175. ↑ Allende Prieto، C.؛ Lambert، D. L.؛ Asplund، M. (2001). "The Forbidden Abundance of Oxygen In The Sun". Astrophys. J. ج. 556 ع. 1: L63−66. arXiv:astro-ph/0106360. Bibcode:2001ApJ...556L..63A. DOI:10.1086/322874. S2CID:15194372.
  176. 1 2 Lodders، K. (2003). "Solar system abundances and condensation temperatures of the elements". Astrophys. J. ج. 591 ع. 2: 1220−47. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. DOI:10.1086/375492. S2CID:42498829.
  177. ↑ Allende Prieto، C. (2008). "The Abundances of Oxygen and Carbon in the Solar Photosphere". في van Belle, G. (المحرر). 14th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Astronomical Society of the Pacific. ISBN:978-1-58381-331-7.
  178. ↑ Buseck، P. Hua X. (1993). "Matrices Of Carbonaceous Chondrite Meteorites". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. ج. 21: 255–305. Bibcode:1993AREPS..21..255B. DOI:10.1146/annurev.ea.21.050193.001351.
  179. ↑ Asplund، M.؛ Amarsi، A. M.؛ Grevesse، N. (2021). "The chemical make-up of the Sun: A 2020 vision". Astron. Astrophys. ج. 653: A141. arXiv:2105.01661. Bibcode:2021A&A...653A.141A. DOI:10.1051/0004-6361/202140445. S2CID:233739900.
  180. ↑ Kallemeyn، G. W.؛ Kerridge، J. F. (1983). "Kaidun: A new chondrite related to the CI group?". Meteoritics. ج. 18 ع. 4: 322.
  181. ↑ Friedrich، J. M.؛ Wang، M.-S.؛ Lipschutz، M. E. (2002). "Comparison of the trace element composition of Tagish Lake with other primitive carbonaceous chondrites". Meteoritics & Planetary Science. ج. 37 ع. 5: 677–86. Bibcode:2002M&PS...37..677F. DOI:10.1111/j.1945-5100.2002.tb00847.x. S2CID:129795199.
  182. ↑ Brown، P. G.؛ Hildebrand، A. R.؛ Zolensky، M. E. (2002). "Tagish Lake". Meteoritics & Planetary Science. ج. 37 ع. 5: 619–21. Bibcode:2002M&PS...37..619B. DOI:10.1111/j.1945-5100.2002.tb00843.x. S2CID:247666323.
  183. ↑ Zolensky، M. E.؛ Nakamura، K.؛ Gounelle، M. (2002). "Mineralogy of Tagish Lake: An ungrouped type 2 carbonaceous chondrite". Meteoritics & Planetary Science. ج. 37 ع. 5: 737–61. Bibcode:2002M&PS...37..737Z. DOI:10.1111/j.1945-5100.2002.tb00852.x. S2CID:128810727.
  184. ↑ Mittlefehldt، D. W. (2002). "Geochemistry of the ungrouped carbonaceous chondrite Tagish Lake, the anomalous CM chondrite Bells, and comparison with CI and CM chondrites". Meteoritics & Planetary Science. ج. 37 ع. 5: 703–12. Bibcode:2002M&PS...37..703M. DOI:10.1111/j.1945-5100.2002.tb00850.x. S2CID:127660178.
  185. ↑ Grady، M. M.؛ Verchofsky، A. B.؛ Franchi، I. A. (2002). "Light element geochemistry of the Tagish Lake CI2 chondrite: Comparison with CI1 and CM2 meteorites". Meteoritics & Planetary Science. ج. 37 ع. 5: 713–35. Bibcode:2002M&PS...37..713G. DOI:10.1111/j.1945-5100.2002.tb00851.x. S2CID:129629587.
  186. ↑ Clayton، R. N.؛ Mayeda، T. K. (2001). "Oxygen isotope composition of the Tagish Lake carbonaceous chondrite". Lunar and Planetary Sciences Conf. 32. ص. 1885.Clayton, R. N.; Mayeda, T. K. (2001). Oxygen isotope composition of the Tagish Lake carbonaceous chondrite. Lunar and Planetary Sciences Conf. 32. p. 1885.
  187. ↑ Engrand، C.؛ Gounelle، M.؛ Duprat، J؛ Zolensky، M. E. (2001). "In situ Oxygen Isotope Composition of Individual Minerals in Tagish Lake, A unique type 2 Carbonaceous Meteorite". Lunar and Planetary Sciences Conf. 32: 1568. Bibcode:2001LPI....32.1568E.
  188. ↑ Ushikubo، T.؛ Kimura، M. (2020). "Oxygen-isotope systematics of chondrules and olivine fragments from Tagish Lake C2 chondrite: Implications of chondrule-forming regions in protoplanetary disk". Geochimica et Cosmochimica Acta. ج. 293: 328–43. DOI:10.1016/j.gca.2020.11.003. S2CID:228875252.
  189. ↑ Ash، R. D.؛ Walker، R. J.؛ Puchtel، I. S.؛ McDonough، W. F.؛ Irving، A. J. (مارس 2011). "The Trace Element Chemistry of Northwest Africa 5958, a Curious Primitive Carbonaceous Chondrite". 42nd LPSC. ص. 2325.
  190. ↑ Jacquet، E. (2016). "Northwest Africa 5958: A Weakly Altered CM-Related Ungrouped Chondrite, Not a CI3". Meteoritics & Planetary Science. ج. 51 ع. 5: 851–69. arXiv:1702.05955. Bibcode:2016M&PS...51..851J. DOI:10.1111/maps.12628. S2CID:119423628.
هذه المقالة صادرة عن Wikipedia. النص متاح تحت رخصة المشاع الإبداعي - الإسناد - الترخيص بالمثل. قد تُطبَّق شروط إضافية على ملفات الوسائط.