Chondrieten

U bevindt zich op Marco Langbroek’s pagina’s over Meteorieten

Chondrieten

(subklasse steenmeteorieten)

Chondrieten vormen het meest algemeen voorkomende type meteoriet. Ongeveer 87% van alle bekende meteorieten behoort tot de chondriet-klasse. Chondrieten zijn met 92% bovendien verreweg de best vertegenwoordigde subgroep onder de steenmeteorieten. Met andere woorden: de "typische" meteoriet, en zeker de "typische" steenmeteoriet, is een chondriet. Niettemin telt de groep ook enkele zeer zeldzame subgroepen.

Definitie, uiterlijk en oorsprong

Chondrieten representeren het oudste en meest primitieve, oorspronkelijke materiaal uit de accretiefase, 4.5 tot 4.6 miljard jaar geleden, van het vroege zonnestelsel-in-wording. Ze zijn daarmee ouder dan de aarde zelf. De chondrieten ontlenen hun naam aan hun petrologische opbouw: ze zijn een agglomeraat van chondren (Engels: chondrules), sub-millimeter grote bolletjes ferro-magnesium silikaat. De chondren liggen meestal ingebed in een matrix bestaande uit een fijnkorrelige mix van silikaat, metaaldeeltjes, oxiden, sulfiden, en soms koolstof. In een gepolijste doorsnede van een chondriet zijn de chondren zichtbaar (met het blote oog, alhoewel een loep vaak wel helpt) als kleine ronde insluitseltjes. Een chondrische struktuur is uniek voor meteorieten, aardse gesteenten vertonen het niet.

Onder: chondren in de Allende CV3 koolstofchondriet

De matrix van chondrieten is meestal grijs (varierend van zeer licht grijs, bijna wit, tot aan donker zwart-grijs), soms met een licht bruinige of groenige tint. Vaak vertoont ze naast ingebedde chondren, ook ingebedde sub-mm vlekjes metallisch nikkelijzer (doorsnee meestal rond 200 micrometer, maar vaak geclusterd in grotere groepjes) die met het blote oog als kleine glimmende vlekjes en met een loep als kleine bolletjes zichtbaar zijn. Chondren kunnen wit, grijs, oranje, groen of zwart zijn. Geschokte chondrieten (geschokt als gevolg van inslagen op het moederlichaam) vertonen soms donkere aders door de steen, en ragfijne aders nikkelijzer. Als gevolg van inslagen op het moederlichaam zijn veel chondrieten breccieus van aard, ze zijn dan opgebouwd uit hoekige brokstukjes materiaal welke later opnieuw volledig verkit zijn. Het gesteente is altijd zeer compact, en zwaar (het soortelijk gewicht varieert van 2.2 g/cm³ voor sommige koolstofchondrieten, tot 3.6 g/cm³ voor gewone chondrieten). Sommige chondrieten zijn zeer hard, andere (met name de "primitieve" koolstofchondrieten, de reden dat deze zo zeldzaam zijn) zijn zeer broos.

Boven: Kilabo en Bandong, twee breccieuze chondrieten

De chondrische struktuur van deze klasse meteorieten wijst op een ongedifferentieerd karakter van het oorspronkelijke moederlichaam. Dat wil zeggen dat er, anders dan bij Aardse gesteenten en bij de gesteenten van andere planeten en de grotere planetoiden, in de vormingsfase van het moederlichaam geen ontmenging (differentiatie) van zwaardere en lichtere elementen in het gesteente heeft plaatsgevonden. De aarde en andere planeten (en grote planetoiden) zijn na hun ontstaan uit accretie van materiaal in de zonnenevel (de samentrekkende gaswolk waaruit de zon en later de planeten ontstaan zijn), 4.5 miljard jaar geleden, langere tijd vloeibaar geweest, waardoor lichtere en zwaardere elementen zich scheiden en elementen onderling verbindingen konden aangaan. De zwaardere elementen (metalen) zakten daarbij grotendeels weg naar de kern en vormden een nikkelijzerkern: de lichtere elementen vormden een mantel van silikaten aan het oppervlak van het moederlichaam. Kleinere hemellichamen (planetesimalen, de voorlopers van planetoiden) zijn niet vloeibaar geweest. Ze zijn net als de grotere hemellichamen ontstaan uit accretie van materiaal in de vroege zonnenevel, maar nooit voldoende heet geworden om voldoende smelting en als gevolg daarvan differentiatie op te laten treden. Als gevolg komen zware en lichte elementen door elkaar heen voor en zijn de oorspronkelijke bestanddelen waaruit de accretie plaatsvond nog grotendeels intakt.

De chondren in chondrieten zijn vermoedelijk zo’n 4.5 tot 4.6 miljard jaar geleden, nog voor de accretie tot planetesimalen in de zonnenevel gestolde vloeistofbolletjes. Ze zijn waarschijnlijk het gevolg van het smelten en weer stollen van stofdeeltjes in een "flash-heating event", bijvoorbeeld electrische ontladingen, in deze zonnenevel (sommige chondren bevatten dan ook nog restanten van pre-solaire stofdeeltjes in hun kern). Het matrix-materiaal van de chondrieten is het resultaat van accretie van overig zonnenevel-materiaal bij lage temperaturen, zodat een accumulatie van chondren verkit in een fijnkorrelige matrix het resultaat is. Omdat het gesteente daarna nooit meer vloeibaar is geworden, is deze agglomeratische struktuur van chondren bewaard gebleven.

Twee chondrieten, nog grotendeels met smeltkorst bedekt. Links een fragment van de Gao-Guenie meteoriet (val 5 maart 1960, Burkina Faso: type H5), rechts een fragment van de Mbale meteoriet (val 14 augustus 1992, Uganda: type L5/6)

Chondrieten, brokstukjes van kleine hemellichamen met een doorsnee van maximaal enkele tientallen kilometers gevormd in de vroege ontstaansfase van ons zonnestelsel, representeren dus het meest "primitieve", niet door latere verhittingsprocessen verandert materiaal in ons zonnestelsel. In chondrieten zijn in relatief ongerepte vorm de oermaterialen bewaard gebleven waaruit de zonnenevel ooit bestond. Planetaire gesteenten daarentegen, zoals die van de aarde, hebben later nog tal van plutonische en metamorphe veranderingen ondergaan die de oorspronkelijke samenstelling fors hebben veranderd. Dit is de reden waarom meteorieten belangrijk wetenschappelijk onderzoeksmateriaal vormen: ze bevatten geologische en chemische informatie over de condities in de zonnenevel tijdens de vroege ontstaansfase van ons zonnestelsel, informatie welke in de aardse gesteenten uitgewist is.

Indeling in groepen en petrologische typen

Toch moet dit beeld iets genuanceerd worden. Een niet gering deel van de chondrieten blijkt wel degelijk ook een lichte metamorphose ondergaan te hebben: echter niet voldoende om de oorspronkelijke chondriet-struktuur uit te wissen. In de wat grotere moederlichamen heeft enige verhitting na accretie, vooral door verval van radioaktieve elementen zoals ²⁶Al, wel enige invloed gehad, maar ze was niet voldoende om het materiaal echt te laten smelten: daarnaast hebben inslagen in het moederlichaam plaatselijk voor verhitting door schokgolven, en lokaal tot smelting geleidt. Het gevolg is dat de chondren vaak toch enigszins zijn aangetast. In sommige gevallen heeft ook aquatische verandering een rol gespeeld. De oorspronkelijke moederlichamen bevatten soms ijs en waterhoudende mineralen. Deze aquatische bestanddelen zijn na te zijn vrijgemaakt door een lichte verhitting, soms verbindingen aangegaan die de oorspronkelijke struktuur van het gesteente enigszins aantasten.

Chondrieten worden ingedeeld in verschillende subgroepen en petrologische typen, al naar gelang de precieze mineraalsamenstelling van hun matrix en chondren, en de mate waarin het oorspronkelijke gesteente metamorphose heeft ondergaan. De hoofdgroepen zijn:

Koolstof chondrieten (C)

Gewone chondrieten (O)

Enstatiet chondrieten (E)

Als aparte groepen worden tegenwoordig ook nog onderscheiden:

Rumuruti chondrieten (R)

Kakangari chondrieten (K)

Ieder hoofdgroep wordt weer ingedeeld in subtypen, op basis van chemische samenstelling. De gewone chondrieten (O) bijvoorbeeld (de meest algemene groep) worden op basis van het ijzergehalte van de matrix (NB: ook de meeste steenmeteorieten bevatten dus een aandeel ijzer!), in volgorde van toenemend ijzergehalte onderverdeeld in:

LL chondrieten

L chondrieten

H chondrieten

H chondrieten hebben het hoogste ijzergehalte, op enige afstand gevolgt door de L chondrieten. LL chondrieten, die een relatief kleine subgroep vormen, hebben het laagste aandeel ijzer.

Veel verschil is er op het eerste gezicht niet zichtbaar tussen een H en een L chondriet, zoals deze opname laat zien. In polijstvlakjes en op de smeltkorst is echter te zien dat een H chondriet meer Fe,Ni (zichtbaar in de vorm van metaalspikkels) bevat

Een deel van het ijzer in de matrix van H, L en LL chondrieten is in een gepolijste doorsnede zichtbaar in de vorm van spikkels metallisch nikkelijzer, en kristallen ijzersulfide (onder andere het mineraal Troiliet, FeS, een mineraal wat op aarde erg zeldzaam maar in meteorieten heel algemeen is). Bij LL chondrieten, het subtype met het laagste ijzergehalte, komt slechts een gering deel van het ijzer in metallische vorm voor en is een relatief groot deel ervan gebonden in de vorm van ijzeroxiden en ijzersulfiden. De algemene manier om "gewone" chondrieten (chondrieten uit de O clan) onder te verdelen in de H, L of LL groep, is op basis van het ferrosiliet (Fs) gehalte van het pyroxeen en/of fayaliet (Fa) gehalte van het olivijn in de chondriet. Fayaliet is de Fe-bevattende variant (Fe₂SiO₄) van olivijn, en het aandeel in mol% in het olivijn ten opzichte van de andere olivijnvariant, forsterite (Mg₂SiO₄) bepaald de groepsindeling. H chondrieten hebben Fa_16-20, L chondrieten Fa_22-26, en LL chondrieten Fa_26-32 (voor een indelingsdiagram van Fa versus Fs van O chondrieten met de data voor de Nederlandse chondrieten er in geplot, klik hier).

Detail van de smeltkorst van een fragment (ongeveer 2.5 cm diameter) Gao-Guenie H5 chondriet: de ijzerspikkels in de smeltkorst zijn hier als lichte vlekjes zichtbaar.

Op de zelfde manier worden Enstatiet chondrieten (E), welke grotendeels uit het mineraal Enstatiet bestaan, op basis van het ijzergehalte ingedeeld in Enstatieten met een respektievelijk hoog en laag ijzergehalte:

EH chondrieten

EL chondrieten

In Enstatiet chondrieten komt het ijzer vrijwel geheel in metallische vorm voor, niet in de vorm van oxiden.

Koolstof chondrieten (C) vormen een erg zeldzame subgroep. Ze bevatten alleen ijzer in vorm van oxiden. Hetgeen ze echter werkelijk van de andere chondrieten onderscheidt, is de aanwezigheid van organische materialen (koolstofverbindingen). Ze worden onderverdeeld in een groot aantal subgroepen (CI, CM, CR, CO, CV, CK en CH) op basis van chemische samenstelling en zuurstofisotopen verhoudingen (en anders dan bij de O en E chondrieten dus niet zo zeer hun ijzergehalte). De naamgeving van deze subgroepen is gebaseerd op de eerste letter van een representatief exemplaar van iedere subgroep. De CI groep heeft zijn naam bijvoorbeeld ontleent aan de Ivuna-meteoriet, de CM groep aan de Mighei-meteoriet. CI koolstofchondrieten onderscheiden zich van alle andere chondrieten (inclusief de andere koolstofchondrieten) door het nagenoeg afwezig zijn van echte chondren in de meteoriet (ze worden toch tot de chondrieten gerekend omdat de matrix wel een mineraalsamenstelling heeft welke sterk overeenkomt met de mineraalsamenstellingen van chondren).

Rumuruti chondrieten (vroeger ook wel aangeduidt als Carlisle-Lake type chondrieten), genoemd naar de Rumuruti-meteoriet uit Kenya (1934), worden sinds 1994 als aparte groep onderscheiden. Ze lijken chemisch sterk op gewone (O-type) chondrieten, maar onderscheiden zich door een veel hogere oxidatiegraad en relatief hogere gehalten aan S, Se en Zn, en een veel hoger Δ¹⁷O gehalte dan de gewone chondrieten.

Classificatie-overzicht van de chondrieten in groepen en petrologische typen (voor uitleg zie de tekst)

Petrologisch type: Chondrieten worden binnen iedere groep en subgroep nog verder onderverdeeld op basis van hun petrologische type. Dit type wordt aangegeven door een getal tussen 1 en 6, toegevoegd aan de groepsaanduiding (bijvoorbeeld de "5" in H5, of de "3" in CV3: bij "gewone" (O) chondrieten wordt de O in de aanduiding overigens meestal weggelaten, daar waar de C bij koolstofchondrieten en de E bij Enstatiet chondrieten blijft staan). De mate van secundaire verandering van de chondrietstruktuur door thermische metamorphose of aquatische veranderingen bepaald het petrologische type. Een chondriet met een chondrietstruktuur welke niet beinvloed is door secundaire verandering, met andere woorden een chondriet met de meest "oorspronkelijke" struktuur behouden, krijgt als petrologisch type 3. In toenemende mate van thermische metamorphose neemt het petrologische type toe: typen 4 tot en met 6 hebben dus een toenemende sterkte van thermische metamorphose ondergaan, iets wat onder andere te zien is aan de chondren-struktuur: chondren zijn minder scherp begrenst ten opzichte van de matrix naarmate de chondriet een hogere graad van metamorphose heeft ondergaan. Chemisch/mineralogisch treden er bij toenemende metamorphose-graad veranderingen op in chondren en matrix: er is sprake van omzetting van mineralen, en herkristallisatie. Petrologische typen kleiner dan 3, dus 1-2, geven aan dat de chondriet geen thermische metamorphose heeft ondergaan, maar wel aquatische veranderingen, waarbij type 1 de sterkste aquatische verandering representeerd. Typen 1-2 komen alleen onder sommige koolstofchondrieten voor. Alle chondrieten, met als uitzondering de Enstatiet-chondrieten, blijken niettemin aquatische veranderingen ondergaan te hebben, maar bij de hogere petrologische typen is thermische metamorphose veel meer van invloed geweest dan aquatische metamorphose.

Het verschil in chondren-zichtbaarheid tussen een chondriet van petrologisch type 3 (links) en petrologisch type 5/6 (rechts). Matrix en chondren zijn in de laatste veel minder scherp onderscheiden (gepolijste vlakjes, opnamen op gelijke schaal)

Het petrologische type is ook een maat voor de diepte van het oorspronkelijke gesteente in het moederlichaam. Meteorieten welke materiaal uit de kern van het (ongedifferentieerde) moederlichaam representeren hebben de hoogste metamorphose graad (5-6); meteorieten welke het oppervlak representeren de laagste (3). Chondrieten van het petrologische type 6 hebben temperaturen tot 950° C te verduren gekregen. Chondrieten van het petrologisch type 3 zijn vermoedelijk niet warmer geworden dan 50-600° C.

Drie van de vier Nederlandse meteorieten zijn chondrieten. De Utrecht en Uden hebben beiden een hoge metamorphische graad (petrologisch type 6, de Uden wordt soms zelfs in het officieuze type 7 ingedeeld). De Utrecht is een L chondriet, de Uden een LL chondriet. De Uden is duidelijk breccieus. De Glanerbrug is dat eveneens, met clasts van zowel L als LL type en van verschillend petrologisch type.

CAI’s en pre-solaire insluitsels: de vroege zonnenevel en daar vóór…

Met name de "primitieve" koolstofchondrieten (en in veel mindere mate de gewone en de Enstatiet chondrieten) bevatten naast koolstofverbindingen, en chondren in vaak zeer goede staat, ook andere zaken van interresse. Het gaat dan om zogenaamde CAI’s en pre-solaire insluitsels. Deze gunnen ons een blik op de allereerste ontstaansgeschiedenis van ons zonnestelsel uit een samentrekkende en condenserende gasnevel, en zelfs op de interstellaire ruimte en de vormingsprocessen bij andere sterren.

CAI’s zijn Calcium-Aluminium rich Inclusions, calcium- en aluminium-rijke insluitsels (ook wel refractory inclusions genoemd). Ze komen in een groot aantal vormen voor, varierend van kristallen tot grillig gevormde vormen, en in grootte varierend van enkele millimeters tot meer dan twee centimeter, en zijn vaak zeer opvallend, vooral in sommige CV chondrieten. Zoals de naam al aangeeft zijn ze zeer rijk aan calcium en aluminium: verder bestaan ze grotendeels uit oxiden en silikaten. Radiometrische dateringen laten zien dat ze met een ouderdom van 4.6 miljard jaar nog ouder zijn dan de chondren in de koolstofmeteorieten en daarmee de oudste vaste materialen uit het zonnestelsel. Het leeftijdsverschil tussen de formatie van CAI’s en chondren bedraagt tenminste 2 miljoen jaar. CAI’s hebben vermoedelijk een complexe historie van formatie ondergaan bij zeer hoge temperaturen van meer dan 1300 K in de vroege zonnenevel, door complexe processen van condensatie uit de zonnenevel gassen, gevolgt door verdamping en smelt. Ze verschaffen aanwijzingen voor de vormende processen welke plaatsvonden in de allereerste ontstaansfase van het zonnestelsel. Veel aspecten van CAI formatie en evolutie zijn echter nog slecht begrepen.

CAI's (Calcium-Aluminium rich Inclusions) in de Allende CV3 chondriet

Pre-solaire insluitsels zijn nog exotischer, en nog ouder. Ze dateren van vóór de vorming van ons zonnestelsel en het gaat dus feitelijk om interstellair materiaal. De aanwijzing daarvoor komt uit hun exotische isotopensamenstelling welke wijst op een oorsprong in een divers aantal omgevingen die niet overeenkomen met een oorsprong in de zonnenevel. Ze verschaffen met andere woorden informatie over de vormingsprocessen bij andere sterren dan de zon. Ze zijn doorgaans zeer klein (kleiner dan 20 micrometer), iets wat de studie bemoeilijkt, en komen maar zelden in meteorieten voor. Een belangrijke groep vormen de micro-diamanten (met diameters van slechts enkele micrometers). Daarnaast komen onder andere ook grafiet en SiC voor.

Andere steenmeteorieten: Achondrieten

Behalve chondrieten, bestaat er nog een andere klasse steenmeteorieten: Achondrieten. Ongeveer 8% van de steenmeteorieten zijn Achondrieten. Meer hierover leest u op een aparte pagina:

Bronnen:

A.J. Brearley & R.H. Jones (1998) Chondritic Meteorites. In: J.J. Papike (ed.), Planetary Materials (Reviews in Mineralogy 36).

M.E. Bennet & H.Y. McSween (1996) Revised model calculations for the thermal histories of ordinary chondrite parent bodies. Meteoritics & Planetary Science 31, 783-792.

K. Keil (2000) Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science 48, 887-903.

H. Schultze et al. (1994) Mineralogy and chemistry of Rumuruti: the first meteorite fall of the new R chondrite group. Meteoritics 29, 275-286 .