CM kondrit - CM chondrite

CM kondritleri tip örneklerine benzeyen bir grup kondritik göktaşıdır, Mighei göktaşı. CM, 'karbonlu kondrit' sınıfı göktaşı sınıfının en yaygın olarak geri kazanılmış grubudur, ancak tümü koleksiyonlarda sıradan kondritlerden daha nadirdir.

Genel Bakış ve Sınıflandırma

Göktaşları çoğunlukla ikiye ayrılır Sıradan ve 'Karbonlu' kondrit sınıflar; çok daha azı Enstatites ve Ureilites gibi daha düşük sınıflara aittir. 'Kondrit' terimi, bunların şunları içerdiğini (veya içermiş olabileceğini) gösterir. Chondrules bir matriste. Chondrules, göktaşlarının kendilerinden önce gelen soğutulmuş mineral damlacıklarıdır. Sıradan kondritlere göre "karbonlu" terimi atandı; bazı Enstatit ve Ureilite göktaşları C-kondritlerden daha fazla karbona sahip olabilir.[1] Yine de, tüm C-kondritleri, iz bırakmayan bir karbon içeriği (koyu bir renge neden olur) ve diğerleriyle sıradan kondritlerden ayrılır. uçucular, daha düşük bir yoğunluk verir.[2][3] Sınıflar tasarlandıktan sonra, daha kesin bir tanım bulundu: C-kondritler, sıradan kondritlerden orantılı olarak daha yüksek magnezyum içerir.[4][5][6]

C-kondritleri alt bölümlere ayrılır CI, CM, CO, CV, CK, CR ve daha küçük gruplar (CH, CB ve gruplanmamış C-göktaşları). Örnekler petrolojik ve kimyasal niteliklerine göre gruplar halinde oluşturulur ve göze çarpan bir örnek olarak adlandırılan grup. Bunlar arasında CI (Ivuna benzeri), CM (Mighei benzeri), CO (Ornans -like), vb. CM grubu en çok CI ve CO kondritlerine benzer; Bazen bir CM-CO tanımlanır.[7][8][9] Her üç grup da açıkça anormal 50Ti ve 54Cr izotoplar.[10][11]

C-kondritleri sıradan kondritlerden çok daha nadir olmasına rağmen, CM grubu bunların "en bol olanıdır".[12][13] En son Meteorites Kataloğu (5. baskı, 2000) 15 CM verir düşme (gözlemlenen girişler, sonra kurtarmalar) ve 146 bulur (girişleri gözlenmemiş meteorlar, muhtemelen eski). Buna karşılık, bir sonraki en yüksek COs-5 düşüşü, 80 buluntu listelenmiştir. Bunlar 36 C-kondrit şelalesi sınıfındadır, 435 buluntu. CM'ler ve CO'lar klan olarak alınırsa, hakimiyeti daha da yüksektir.[14]

Petrolojik tipler

Genel olarak C-kondritleri ve bunların arasındaki CM kondritleri, göktaşları için düşük yoğunluklara sahiptir. CM'ler, CI'lardan biraz daha yoğundur (~ 2.1 gram / cc), ancak CO ve diğer C-kondritlerden daha az yoğundur.[15][16] Bu, bir kombinasyonundan kaynaklanmaktadır breşleşme (önceki kayaların parçalarından taşlanmış kaya)[17] gözeneklilikler dahil[2] ve doğası gereği hafif bileşen malzemeler (aşağıdaki kimyaya bakınız). (Nadir tespit edilmemiş CM'ler arasında Y-791198 ve ALH81002 bulunur.[18])

Öncelikle petrolojiye dayanan ilk bilim adamları, farklı göktaşlarını ölçmeye çalıştılar. Gül ("kohlige göktaşı"),[19] sonra Tschermak erken taksonomiler tasarladı.[20] 1904 şemasında Brezina, bugünün CM kondritleri "K" ("kömür kondritleri") olacaktır.[21] Wiik, 1956'da meteorları Tip I, II ve III'e bölen ilk tanınabilir modern sistemi yayınladı. CM'ler Wiik'in Tip II'sine düştü.[22]

CM kondritleri esasen Van Schmus ve Wood 1967'nin petrografik ölçeğindeki tüm Tip 2'dir; o zamana kadar, CI ve CM geri kazanımları, ölçeğin 'sol' (sulu değişiklik) ucunu tanımlamak için yeterliydi. (CI kondritleri, Van Schmus Wood Type 1, Wiik'in Tip I'e eşdeğerdir, vb.) Tip 4 ila 6, artan termal değişimi gösterir; Tip 3'ün değiştirilmediği varsayılır.[23]

Tür1234567
Olivin ve piroksen bileşimlerinin homojenliği->% 5 ortalama sapmalar≤5%Homojen
Düşük Ca pirokseninin yapısal durumu-Ağırlıklı olarak monoklinik>% 20 monoklinik≤% 20 monoklinikOrtorombik
İkincil feldispatın gelişme derecesi-Küçük birincil tahıllarİkincil <2 um tahıllarİkincil 2-50 um tahıllarİkincil> 50 um tahıllar
Chondrule camDeğiştirilmiş veya yokÇoğunlukla değiştirilmiş, bazıları korunmuşBerrak, izotropikAdanmışYok
Metal: Maksimum Ni içeriği-<% 20 Taenite minör veya yokEksolüsyon ilişkisinde>% 20 kamasit ve taenit
Sülfürler: Ortalama Ni içeriği->0.5%<0.5%
Genel DokuKondrül yokKeskin kondrule sınırlarıBazı kıkırdaklar ayırt edilebilir, daha az keskin kenarChondrules kötü bir şekilde tanımlanmışBirincil dokular yok edildi
Matrisİnce taneli, opakÇoğunlukla ince taneli opakOpaktan şeffafaŞeffaf, yeniden kristalize
Toplu karbon içeriği~2.8%~0.6–2.8%~0.2–1.0%<0.2%
Toplu su içeriği~20%~4-18%0.3-3%<1.5%

Van Schmus, Wood 1967; Sears, Dodd 1988; Brearley, Jones 1998; Weisberg 2006[8]

Modern 'V' ve 'O' grupları, 1969'da Van Schmus tarafından Tip 3'ün bölümleri olarak 'alt sınıf C3V' ve 'C3O' olarak adlandırıldı.[24] Wasson daha sonra 1974'te C2M'yi ekledi; o zamandan beri, C2M'ler, diğer gruplarda olduğu gibi genellikle basitçe 'CM' olarak kısaltıldı.[25]

Gruba göre petrolojik türler
Grup1234567
CI
SANTİMETRE
CR
CH
CB
Özgeçmiş
CO
CK

Weisberg ve ark. 2006,[8] Giese vd. 2019[26] Not: yalnız CV2 örneği, Mundrabilla 012[27][28]

Chondrules ve benzeri

Tip 2 göktaşları olarak, CM kondritlerinin kalan bazı kondrülleri vardır; diğerleri su ile değiştirilmiş veya çözülmüştür. Korsanların daha fazla kondrülü vardır; CI'lar ya eski chondrules ("pseudomorphs") ana hatlarına sahiptir ya da bazılarının iddia ettiği gibi hiçbir zaman herhangi bir chondrules içermemektedir. Birçok CM kondrülü, aksesuar minerallerin kenarları veya suyla değiştirilmiş kondrule malzemeden haleler ile çevrilidir.[29][30]

CM kondritlerinin kondrülleri, daha az olsa da, CO'lardan daha büyüktür. CM kondrülleri ortalama çaptan (~ 300 mikrometre) daha küçükken, CO kondrülleri son derece küçüktür (~ 170 um).[31][32] Bu bir hayatta kalan önyargısı: CM kondrüllerini çözen suyun halihazırda küçük olanları başarılı bir şekilde ortadan kaldırdığını, büyük olanların ise daha az orijinal malzeme ile gözlenmeye devam edebileceğini düşünün.[33] Benzer şekilde, CM'ler küçük CAI'ler (kalsiyum-alüminyum açısından zengin kapanımlar).[34][35]

Matris

matris CM'lerin (zemin malzemesi, kondrüller arasında) "sünger" olarak tanımlanmıştır[36] veya "süngerimsi".[24]

Taneleri olivin ve piroksen Silikatlar da CM göktaşlarında CO'lardan daha az, ancak CI'lardan daha fazladır. Kondrüllerde olduğu gibi, bunlar suya duyarlıdır ve petrografik ölçeğin su ilerlemesini izler. Serbest metal taneleri de öyle. CO göktaşları daha yüksek seviyelerde serbest metal etki alanları içerir, burada CI'lar çoğunlukla onları oksitlediler; CM'ler ikisinin arasında.[36][37]

Hem serbest metal hem de olivin / piroksen taneleri büyük ölçüde veya ağırlıklı olarak matris malzemelerine değiştirilmiştir.[38] Bir CM göktaşı, bir CO'dan daha fazla matristen oluşacak, ancak bir CI'dan daha az olacaktır (Van Schmus & Wood 1967'ye göre esasen tamamı matristir).[39]

1860'da, Wohler önceden veya tesadüfen matris olarak tanımlandı serpantinit.[40] Fuchs vd. 1973, kurucu filosilikatları belirleyemedi ve matrisi "zayıf karakterize faz" (PCP) olarak verdi.[41] Kronstedit Kurat ve Kracher tarafından 1975'te yayınlandı.[42]

Tomeoka ve Buseck, tanımlama kronstedit ve tokilinit 1985'te matris malzemesini "FESON" (Fe-Ni-S-O katmanları) olarak verdi ve backronym "PCP" için "kısmen karakterize edilmiş aşama".[43] Daha sonraki yazarlar TCI, tochilinite-cronstedtite intergrowths terimini kullanacaklardır. Daha az yaygın olan filosilikatlar şunları içerir: klorit, vermikülit, ve saponit.[44][45]

Alt Sınıflandırma

CM grubu hem çok sayıda hem de çeşitlidir. Grubu Van Schmus-Wood tiplemesinin ötesinde alt gruplara ayırmak için birçok girişimde bulunuldu. McSween 1979 erken bir teklifti.[46] Ondan sonra, bunlar petrolojik tipten sonra, daha az değiştirilmiş, CO benzeri örneklere atıfta bulunan 'CM2.9' ve daha fazla değiştirilmiş, CI benzeri meteorlara 'CM2.0' ile bir son ek ekler. (Yakın zamanda, gerçek 2.9 örnek kataloglanmamıştır.)

McSween 1979 matris miktarını toplam miktara karşı derecelendirdi ve matristeki demirin tükenmesini daha yüksek derecelerde değişimin miktarını belirlemek için derecelendirdi.[46]

Browning vd. 1996 bir formül ("MAI," Mineralojik Değişim İndeksi) tasarladı, değiştirilmemiş silikat taneciklerinin miktarını ölçtü ve değişikliği ölçmek için kondrüllerin değişim seviyesini derecelendirdi.[47]

Rubin vd. 2007 Daha fazla dolomit ve daha az kalsit ile daha yüksek alterasyona işaret eden karbonatların ölçümü eklendi.[48]

Howard vd. 2009, 2011 değişikliği ölçmek için toplam filosilikat bolluğu ölçüldü.[49][13]

Alexander vd. 2012, 2013 değişikliği ölçmek için ölçülen döteryum seviyesi, C / H ve nitrojen izotopları.[50][51]

Sistemler türler üzerinde bazı anlaşmazlıklar olduğu için bu sorgulama hattı devam ediyor. Murchison sürekli olarak düşük değişim olarak sınıflandırılır, ancak yazarlar bazı daha değiştirilmiş meteorlar konusunda farklılık gösterir.

Geçiş örnekleri

CM-CO

  • Paris - "şimdiye kadarki en az değiştirilmiş CM kondrite" olarak tanımlandı[52] "CM'ler ile CO'lar arasındaki boşluğu dolduran"[53]
  • ALHA77307
  • Adelaide
  • Acfer 094
  • MAC87300, MAC88107

CM-CI

Su

CI ve CM kondritleri "su zengini" göktaşlarıdır.[54][55][56] Ağırlıkça% 3-14 suya sahip CM'ler.[57] Tokilinitte su bulunur,[58][59] kronstedit,[60] ve diğerleri.[61][62][59]

Bu su, kuyruklu yıldızlar değil[63][64] olası mıydı Dünya okyanuslarının kökeni izotop izleme yoluyla (öncelikle döteryum, ancak diğerleri).[65][56]

Sıvı kapanımlar

Sıvı kapanımlar göktaşı suyu içeren uzun zamandır rapor edilmiştir;[66][67][68] ancak bu iddialar, e. g., bulaşma kesme sıvıları sırasında bölümleme.[69][70] Daha modern iddialar susuz hazırlık gibi adımlar attı.[71][72][73]

Kimya

Adından da anlaşılacağı gibi karbonlu kondritler kayda değer karbon bileşikleri içerir.[74] Bunlar arasında doğal karbon, metal karbürler ve karbonatlar gibi basit bileşikler, organik zincirler ve polisiklik aromatik hidrokarbonlar (PAH'lar).[75][76]

Bazı C-kondrit gruplarının temel bollukları (bariz istisna dışında hidrojen, helyum ve diğer bazı öğeler için aşağıya bakın)[77][78] Güneş bolluk değerlerine benzediği uzun zamandır bilinmektedir.[79][80][81] CI kondritleri, özellikle, "diğer meteorik veya yeryüzü maddelerinin herhangi bir türünden çok daha fazla" karşılık gelir;[82] "biraz mucizevi" deniyordu.[8] Tabii ki sadece gaz devi gezegenler açıkça hidrojen ve helyumu tutacak kütleye sahiptir. Bu, çoğuna uzanır soy gazlar ve daha az miktarlarda N, O ve C elementleri, atmosfer meraklıları. Diğer elementler - uçucular ve refrakterler - CI kondritleri ile güneş fotosfer ve güneş rüzgarı arasında, CI grubunun bir kozmokimyasal standart.[83][84] Güneş, Güneş Sisteminin kütlesinin% 99'u olduğundan, güneş bolluğunun bilinmesi, bu Sistemin başka herhangi bir parçası veya süreci için başlangıç ​​noktasıdır.[85]

Güneş karşılığı benzerdir ancak CM kondritlerinde daha zayıftır. Daha uçucu elemanlar, CI'lara göre bir şekilde tükendi ve daha dayanıklı elemanlar bir şekilde zenginleştirildi.[7][83][84]

Küçük bir miktar[86] göktaşı malzemeleri küçüktür Güneş öncesi tahıllar (PSG'ler).[87][88] Bunlar, Güneş Sisteminin oluşumundan önce, yıldızlararası uzaydan hayatta kalan malzeme kristalleridir. PSG'ler silikon karbür içerir ("Mozanit ")[89] ve mikro elmaslar,[90] yanı sıra korindon ve zirkon gibi diğer refrakter mineraller.[91] Elementlerinin izotop seviyeleri, güneş sistemi seviyelerine uymaz, bunun yerine e'ye daha yakındır. g., yıldızlararası ortam. PSG'lerin kendileri daha küçük PSG'ler içerebilir.[92]

Diğer göktaşı sınıflarında olduğu gibi, bir miktar karbon içeriği karbür gibidir (genellikle Kohenit, Fe3C ile ör. nikel ikameleri )[93] ve gibi karbonatlar kalsit ve dolomit.[94][95][96] Aragonit CI'ların çok az içerdiği veya hiç içermediği yerlerde görünür.[97]

CM kondritlerindeki toplam karbon bileşikleri, CI kondritlerinden daha düşüktür; ancak daha fazlası aromatiktir.[98] İzotop profili, bunların meteoritik olduğunu, karasal olmadığını gösterir.[99]

C-kondritlerin organikleri, çözünür ve IOM (Çözünmez Organik Madde) olarak bölünür. Çözünür fraksiyon, 20. yüzyılın ortalarındaki kimya tekniklerine,[100][101] diğer katkılarla birlikte parafin, naften ve aromatiklerin verilmesi.[102]

Bununla birlikte, IOM, organik bileşenin açık çoğunluğudur; 1963'te Briggs ve Mamikunian bunu yalnızca "çok yüksek moleküler ağırlık" olarak verebildiler. IOM'nin kendisi iki bileşene ayrılır: termal olarak kararsız ve refrakter.[103]

Amino asitler

Amino asitler ve diğer organikler ilk olarak çok sayıda grup tarafından rapor edilmiştir;[104][105] ancak konsantrasyonlar düşük ila saptanamazdı,[106][107] ve karasal kontaminasyon olduğu iddia edildi.[108][109] Murchison göktaşının 1969 düşüşü, şimdiye kadarki en büyük CM olan 100 kg'dan fazla numune sağladı. Kuru bir alandan numuneler hızlı bir şekilde alındı. Biyokimya ve petrokimya tekniklerindeki ilerlemeyle birleştirildiğinde, soru daha kesin bir şekilde ele alınabilir: şekerler[110] ve amino asitler[111][112] uzayda göktaşları aracılığıyla var oldu. Bu, karasal olmayan amino asitleri içerir.[113][114] Çoklu izotoplar Dünya seviyelerine uymuyor, bu da kontaminasyon olmadığına dair güçlü bir kanıt.[115][116][117]

Amino asit seviyeleri daha yüksek CM'lerde CI'lara göre.[118]

Amino benzeri nitriller /siyanürler[119] ve heterosikller[120] ayrıca bulunur. Bu ilgili organikler, ayrışma ürünleri veya öncüler olabilir.[121][122][123]

Kiralite

İlk analizler optik rotasyonu kaydetmedi ve meteoritik organikler verdi rasemik.[124][102] Amino asitler çeşitli ancak düşük olduğundan, meteoritik keşfi kiralite IOM'nin ayrılmasını beklemek zorunda kaldı.[125] Bazı meteorit organiklerinin eli artık kabul edildi (aşağıya bakınız),[116] çözünür organik fraksiyon dahil.[126][127]

Meteoritik Amino Asitler
Amino asitReferans
Glisin1
Alanin1
Serin5
İzoserin4
Homoserin4
β-Homoserin4
d-2,3-diaminopropanoik asit2
α-Metilserin4
Treonin5
İzotreonin4
allo-izotreonin4
Kuşkonmaz5
2,3-Diaminobütanoik asit2
Glutamik asit1
Valin1
İzovalin3
Norvaline3
Proline1
Lösin5
İzolösin5
Norlösin3
2-metilalanin1
İzobutilamin6
Histamin5
İzovalin6
Sarkozin1

1. Kvenvolden vd. 1970;[113] 2. Meierheinrich[128] et al. 2004 3. Martins vd. 2015[129] 4. Koga ve ark. 2017;[114] 5. Rudraswami vd. 2018;[130] 6. Pizzarello, Yarnes 2018[127]

Gaz

Karbonlu bir kondrit (Murray) içindeki anormal gazın ilk yayını 1960'da yapıldı.[131] "Gaz zengini meteorlar "diğer sınıflardan biri, gazlarını karanlık taşlarda barındırır,[132] çoğu durumda CM ile yakından ilgilidir.[133]

Göktaşlarındaki gazlar arasında ilkel, güneş (her ikisi de Güneş rüzgarı ve farklı bir Güneş patlaması bileşen), radyojenik (nedeniyle Kozmik ışın maruziyet) ve bölünebilir (bozunma ürünleri).[134] Konak malzemeleri genellikle karbonludur,[135] güneş öncesi tahıllar dahil: elmas,[136] silisyum karbür,[137][138] grafit,[139] ve organikler.

Nogoya, özellikle gaz açısından zengin bir CM kondritidir.[132][140]

Mikrometeoritler önemli miktarda gaz kaybetmek giriş ısıtması,[141] ancak yine de ölçülebilir miktarlar sunar.[142]

İzotopik analizler

İzotop çalışmaları, doğal tarihlerin incelenmesinde hayati önem kazanmıştır.[143] Özellikle oksijen, oldukça kararlı oksitler oluşturur; izotopları hafif kütle farklılıklarıyla ayırmak için önemli olaylar, süreçler veya enerjiler gerektirir.

CM ve CI kondritleri, oksijen izotop seviyelerinde ölçülebilir bir farka sahiptir. Bu, farklı bir oluşum sıcaklığını ve dolayısıyla genç Güneş Sisteminin farklı bir bölgesini gösterir. Bununla birlikte, CM ve CO göktaşlarının benzer oksijen izotoplarına sahip olduğu bulundu, bu da bir ilişkiye işaret ediyor.[7][144][145]

Hidrojen

Karbon

Azot

Kaynak

CM'ler, diğer C kondritleri gibi, ciddi bir gözlem önyargısı. C-kondritleri, hem makro ölçekli gözeneklilik hem de filosilikatların mikro ölçekli matrislerinden dolayı kırılgandır ve birçok kondrül ayrıca filosilikatlar gibi katmanlara sahiptir.[146] Göktaşları "tüf "(sıkıştırılmış volkanik kül).[147][29]

Bir örnek olarak, Tagish Gölü göktaşı Daha önce 60-90 ton olduğu tahmin edilen bir meteordan ~ 10 kg numune sağlanmıştır. giriş.[148]

Aksine, birçok sıradan kondrit göktaşı daha serttir[149] ve aşırı temsil edildi.[150] Demir göktaşları hatta daha fazlası.[151]

Özellikle CI ve CM kondritleri daha sonra ayrışma yerde. C-kondrit malzemesinin büyük fraksiyonları suda çözünür olduğundan, sıradan kondritler ve demirlerin tanınması ve geri kazanılması daha olasıdır. Sıcak çöllerin daha geniş kapsamı ve Antarktika birçok C-kondrit örneğiyle sonuçlanmıştır.[152][153][154]

Ana gövde (ler)

Ana makale: Ana gövde

Karbonlu örnekler olarak, CM ve diğer grupların karbonlu asteroitlerden geldiği varsayılmaktadır. Bu açık içerir C tipi asteroitler ve çeşitli derecelerde ilgili G-, B- (kullanımdan kaldırılanlar dahil F- ), D-, ve P türleri.[155][156][157] Karbonlu türler asteroitlerin çoğunluğu olduğundan,[158][159][160] ancak geri kazanılan meteorların sadece yüzde birkaçı[14] seçim / filtreleme etkileri ciddi olmalıdır.

CM'lerin çeşitliliği ve C-asteroid çeşitliliği bir yana türleri ve alt türleri (yanında asteroitlerin kendileri ), ebeveynlik sorunu bu yazı itibariyle çok açık. Almahata Sitta göktaşı tamamen farklı bir göktaşı sınıfı olan bir üreilit olarak kataloglandı. Ancak asteroit olarak girdi 2008 TC3. Girişten önce, 2008 TC'ye yerleştirilecek olan ham bir spektrum alındı3 F veya B tipi olarak.[161]

Bir miktar uzay ayrışması karbonlu asteroitlerde meydana geldiği görülüyor; bu, ebeveynleri spektroskopi yoluyla bağlama girişimlerini karmaşıklaştırır.[162][163][164]

Bir hipotez, tüm CM'lerin tek bir ebeveynden kaynaklandığı konusunda ısrar ediyor.[7][165][166]

Alternatif bir hipotez[167][168]

Polimik göktaşları

Breşik meteorlar arasında monomik breşler (tek tipte kaya parçalarından yeniden oluşturulmuş) ve polimik olanlar (farklı kaynak kayaları içeren) bulunur. Polimik göktaşları siteler arasındaki alışverişleri kaydeder. C-kondrit malzemeleri genellikle bu tür göktaşlarında bulunur.[169][170]

  • PRA 04401 - sözde a HED, içindeki kadar CM veya CM benzeri malzeme içerir Clasts HED malzemesi olarak[171]
  • Kaidun - bir "mutfak lavabosu"[172] breş
  • Supuhee
  • Düz görünüm
  • Jodzie

Mikrometeoritler / Gezegenler Arası Toz Partikülleri (IDP'ler)

Açık sorunlar

CM kondritlerinin listesi

Önemli örnekler

Yakın zamanda kurtarılmış CM kondritleri

Bu liste eksik; yardım edebilirsin eksik öğeleri eklemek ile güvenilir kaynaklar.
  • Aguas Zarcas - Nisan 2019 sonbaharı, örnekler hızla toparlandı; > 20 kg

Ayrıca bakınız

Genel Referanslar

  • Mason, B. Karbonlu Kondritler. 1962 Uzay Bilimleri İncelemeleri cilt. 1, s. 621
  • Meteoritler ve Erken Güneş Sistemi, Kerridge, J. Matthews, M. eds. 1988 Arizona Üniversitesi Yayınları, Tucson ISBN  9780816510634
  • Planetary Materials, Papike, J., ed. 1999 Mineraloji Topluluğu, Wsahington DC ISBN  0-939950-46-4
  • Göktaşı Kataloğu, Grady, M. ed. 2000 Cambridge University Press, Cambridge ISBN  0 521 66303 2
  • Meteorites and the Early Solar System II, Lauretta, D. McSween, H. eds. 2006 Arizona Üniversitesi Yayınları, Tucson ISBN  9780816525621

Referanslar

  1. ^ Scott, E; Krot, A (2003). Jeokimya Üzerine İnceleme. 1. Elsevier. s. 143. ISBN  0-08-043751-6. Ch. Kondritler ve Bileşenleri
  2. ^ a b Britt, D (Temmuz 2000). "Karanlık göktaşlarının gözenekliliği ve düşük albedolu asteroitlerin yapısı". Icarus. 143 (1): 213. Bibcode:2000Icar.146..213B. doi:10.1006 / icar.2000.6374.
  3. ^ Macke, R; Consolmagno, G; Britt, D (Kasım 2011). "Karbonlu kondritlerin yoğunluğu, gözenekliliği ve manyetik duyarlılığı". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 46 (12): 1842. Bibcode:2011M ve PS ... 46.1842M. doi:10.1111 / j.1945-5100.2011.01298.x.
  4. ^ Urey, H (Haziran 1961). "Dr. B. Mason'un Meteorların Kökeni" konulu makalesinin eleştirisi"". Jeofizik Araştırmalar Dergisi. 66 (6): 1988. Bibcode:1961JGR .... 66.1988U. doi:10.1029 / JZ066i006p01988.
  5. ^ Ahrens, L (1964). "Kondritlerde Si-Mg fraksiyonasyonu". Geochimica et Cosmochimica Açta. 28 (4): 411. Bibcode:1964GeCoA..28..411A. doi:10.1016/0016-7037(64)90115-2.
  6. ^ Ahrens, L (1965). "Kondritlerde Fe-Si-Mg ilişkisi üzerine gözlemler". Geochimica et Cosmochimica Açta. 29 (7): 801. Bibcode:1965GeCoA..29..801A. doi:10.1016/0016-7037(65)90032-3.
  7. ^ a b c d Kallemeyn, G; Wasson, J (1981). "Kondritlerin bileşimsel sınıflandırması-I. Karbonlu kondrit grupları". Geochimica et Cosmochimica Açta. 45 (7): 1217. Bibcode:1981GeCoA..45.1217K. doi:10.1016/0016-7037(81)90145-9.
  8. ^ a b c d Weisberg, M; McCoy, T; Krot, A (2006). "Meteorit Sınıflandırmasının Sistematiği ve Değerlendirilmesi". Göktaşları ve Erken Güneş Sistemi II. Geochimica et Cosmochimica Açta. 45. Tucson: Arizona Üniversitesi Yayınları. s. 19. Bibcode:1981GeCoA..45.1217K.
  9. ^ "CM-CO klan kondritleri". Meteoritik Bülten: Veritabanında Ara. Meteoritik Topluluğu. Alındı 10 Eylül 2019.
  10. ^ Trinquier, A; Elliott, T; Ulfbeck, D; Coath, C; Krot, A; Bizzarro, M (17 Nisan 2009). "Güneş Proto-Gezegensel Diskteki Nükleosentetik İzotop Heterojenliğinin Kökeni". Bilim. 324 (5925): 374–6. Bibcode:2009Sci ... 324..374T. doi:10.1126 / science.1168221. PMID  19372428. S2CID  6120153.
  11. ^ Qin, L; Rumble, D; Alexander, C; Carlson, R; Jenniskens, P; Shaddad, M (2010). "Almahata Sitta'nın krom izotopik bileşimi". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 45 (1533): 1771. Bibcode:2010LPI .... 41.1910Q. doi:10.1111 / j.1945-5100.2010.01109.x.
  12. ^ McSween, H (1979). "CM karbonlu kondritlerdeki değişim, matristeki modal ve kimyasal varyasyonlardan anlaşılır". Geochimica et Cosmochimica Açta. 43 (11): 1761. Bibcode:1979GeCoA..43.1761M. doi:10.1016/0016-7037(79)90024-3.
  13. ^ a b Howard, K; Benedix, G; Mülayim, P; Cressey, G (2011). "X-ışını Kırınımı (PSR-XRD) ile CM kondritlerinin modal mineralojisi". Geochimica et Cosmochimica Açta. 75: 2735. doi:10.1111 / j.1945-5100.2004.tb00046.x.
  14. ^ a b Grady, M (2000). Göktaşı Kataloğu. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN  0-521-66303-2.
  15. ^ Britt, D; Consolmagno, G (Ağustos 2003). "Taşlı göktaşı gözenekleri ve yoğunlukları: 2001 yılına kadar verilerin gözden geçirilmesi". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 38 (8): 1161. Bibcode:2003M ve PS ... 38.1161B. doi:10.1111 / j.1945-5100.2003.tb00305.x.
  16. ^ Taşıyın, B (2012). "Asteroit yoğunluğu". Gezegen ve Uzay Bilimleri. 73 (1): 98. arXiv:1203.4336. Bibcode:2012P ve SS ... 73 ... 98C. doi:10.1016 / j.pss.2012.03.009. S2CID  119226456.
  17. ^ Bischoff, A; Ebert, S; Metzler, K; Lentfort, S (2017). CM Kondritlerinin Breccia Sınıflandırması. 80th Meteoritical Society. Bibcode:2017LPICo1987.6089B.
  18. ^ Chizmadia, L; Brearley, A (2004). Karbonlu Kondritlerin Sulu Değişimi: İki Açıklanmamış CM2 Kondrit, Y-791198 ve ALH81002'nin Karşılaştırmalı Çalışmalarından Yeni Bilgiler. LPS XXXV. Bibcode:2004LPI .... 35.1753C.
  19. ^ Gül, G (1863). Physik. Abhandl. Akad. Wiss. Berlin. s. 23.
  20. ^ Tschermak, G (1883). "Beitrag zur Sınıflandırması der Meteoriten". Matematik. -Naturw. Cl. Sitzber. Akad. Wiss. 85 (1): 347–71.
  21. ^ Brezina, A (1904). "Meteor Koleksiyonlarının Düzenlenmesi". Proc. Am. Philos. Soc. 43 (176): 211–247. JSTOR  983506.
  22. ^ Wiik, H (1956). "Bazı taşlı göktaşlarının kimyasal bileşimi". Geochimica et Cosmochimica Açta. 9 (5): 279. Bibcode:1956GeCoA ... 9..279W. doi:10.1016 / 0016-7037 (56) 90028-X.
  23. ^ Van Schmus, W; Ahşap, J (1967). "Kondritik göktaşları için kimyasal-petrolojik bir sınıflandırma". Geochimica et Cosmochimica Açta. 31 (5): 747. Bibcode:1967GeCoA..31..747V. doi:10.1016 / S0016-7037 (67) 80030-9.
  24. ^ a b Millman, P., ed. (1969). "Mineralojik, Petroloji ve Tip 3 ve 4 Karbonlu Kondritlerin Sınıflandırılması". Göktaşı Araştırması. Dordrecht: D. Reidel Yayıncılık Şirketi. s. 480. ISBN  978-94-010-3413-5.
  25. ^ Wasson, J (1974). Meteoritler: Sınıflandırma ve Özellikler. New York: Springer-Verlag. ISBN  978-3-642-65865-5.
  26. ^ Giese, C Ten Kate I Plumper O King H Lenting C Liu Y Tielens A (Tem 2019). "Simüle edilmiş iç asteroit koşulları altında polisiklik aromatik hidrokarbonların evrimi". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 54 (9): 1930. Bibcode:2019M ve PS ... 54.1930G. doi:10.1111 / haritalar.13359.
  27. ^ "Meteoritik Bülten: Mundrabilla 012'ye Giriş". Meteoritik Bülten. Meteoritik Topluluğu. Alındı 14 Eylül 2019.
  28. ^ "Mundrabilla 012 göktaşı, Mundrabilla Roadhouse, Dundas Shire, Batı Avustralya, Avustralya". Mindat.org. Alındı 14 Eylül 2019.
  29. ^ a b Demet, T; Chang, S (1978). Karbonlu kondrit (CM) filosilikatlar: yoğunlaşma mı yoksa değişim kaynağı mı?. Ay ve Gezegen Bilimi IX. s. 134. Bibcode:1978LPI ..... 9..134B.
  30. ^ Metzler, K; Bischoff, A (Ocak 1994). "İnce taneli kondrule jantlardan kondrule aglomerasyonu üzerindeki kısıtlamalar". Chondrules ve Protoplanetary Disk, NASA-CR-197121. s. 23.
  31. ^ Rubin, A (Eylül 1989). "CO3 kondritlerdeki kondrüllerin boyut-frekans dağılımları". Meteoroloji. 24 (3): 179. Bibcode:1989Metic..24..179R. doi:10.1111 / j.1945-5100.1989.tb00960.x.
  32. ^ Choe, W; Huber, H; Rubin, A; Kallemeyn, G; Wasson, J (Nisan 2010). "15 olağandışı karbonlu kondritin bileşimleri ve taksonomisi". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 45 (4): 531. Bibcode:2010M ve PS ... 45..531C. doi:10.1111 / j.1945-5100.2010.01039.x.
  33. ^ Rubin, A (Mayıs 1998). "CO3 kondritlerinin ilişkili petrolojik ve jeokimyasal özellikleri". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 33 (2): 385. Bibcode:1998M ve PS ... 33..385R. doi:10.1111 / j.1945-5100.1998.tb01644.x.
  34. ^ Rubin, A (Ekim 2007). "CM2.6 QUE 97990'daki refrakter kapanımların petrografisi ve CM kondritlerinde melilit içermeyen spinel kapanımlarının kökeni". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 42 (10): 1711. Bibcode:2007M ve PS ... 42.1711R. doi:10.1111 / j.1945-5100.2007.tb00532.x.
  35. ^ Hezel, D; Russell, S; Ross, A; Kearsley, A (2008). "CAI'lerin modal bollukları: Yığın kondrit elementi bollukları ve kesirleri için çıkarımlar". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 43 (11): 1879. arXiv:0810.2174. Bibcode:2008M ve PS ... 43.1879H. doi:10.1111 / j.1945-5100.2008.tb00649.x. S2CID  119289798.
  36. ^ a b Berber, D (1977). "C2 ve C3 Karbonlu Kondritlerin Matrisi". Meteoroloji. 12: 172. Bibcode:1977Metic..12..172B.
  37. ^ Berber, D (1981). "Matris filosilikatlar ve C2M karbonlu kondritlerdeki ilgili mineraller". Geochimica et Cosmochimica Açta. 45 (6): 945. Bibcode:1981GeCoA..45..945B. doi:10.1016/0016-7037(81)90120-4.
  38. ^ Ahşap, J (1967). "Kondritler: Metalik mineralleri, termal geçmişleri ve ana gezegenleri". Icarus. 6 (1): 1–49. Bibcode:1967 Araba ... 6 .... 1W. doi:10.1016/0019-1035(67)90002-4.
  39. ^ Wood, J (Ekim 1967). "Tip II karbonlu kondritlerde olivin ve piroksen bileşimleri". Geochimica et Cosmochimica Açta. 31 (10): 2095. Bibcode:1967GeCoA..31.2095W. doi:10.1016/0016-7037(67)90144-5.
  40. ^ Wöhler, F (1860). Sitzungsber. Akad. Wissensch. 41: 565. Eksik veya boş | title = (Yardım)
  41. ^ Fuchs, L; Olsen, E; Jensen, K (1973). "Murchison (C2) göktaşının mineralojisi, mineral kimyası ve bileşimi". Smithsonian'ın Yer Bilimlerine Katkıları (10): 1 –39. doi:10.5479 / si.00810274.10.1.
  42. ^ Kurat, G; Kracher, A (Aralık 1975). "Cochabamba karbonlu kondrit hakkında ön rapor". Meteoroloji. 10: 432–433. Bibcode:1975Metic..10..432K.
  43. ^ Tomeoka, K; Buseck, P (1985). "CM karbonlu kondritlerde sulu değişimin göstergeleri". Geochimica et Cosmochimica Açta Hacmi. 49 (10): 2149–2163. doi:10.1016/0016-7037(85)90073-0.
  44. ^ Barber, D (Aralık 1985). "Taşlı göktaşlarında filosilikatlar ve diğer katman yapılı mineraller". Kil Mineralleri. 20 (4): 415–454. doi:10.1180 / claymin.1985.020.4.01.
  45. ^ Lauretta, D; McSween, H (2006). "Suyun Hareketi". Göktaşları ve Erken Güneş Sistemi II. Tucson: Arizona Üniversitesi Yayınları. s. 588. ISBN  9780816525621.
  46. ^ a b McSween, H (1979). "CM karbonlu kondritlerdeki değişim, matristeki modal ve kimyasal varyasyonlardan anlaşılır". Geochimica et Cosmochimica Açta. 43 (11): 1761. Bibcode:1979GeCoA..43.1761M. doi:10.1016/0016-7037(79)90024-3.
  47. ^ Browning, L; McSween, H; Zolensky, M (1996). "CM karbonlu kondritlerde ilişkili değişiklik etkileri". Geochimica et Cosmochimica Açta. 60 (14): 2621. Bibcode:1996GeCoA..60.2621B. doi:10.1016/0016-7037(96)00121-4.
  48. ^ Rubin, A; Trigo-Rodriguez, J; Huber, H; Wasson, J (2007). "CM karbonlu kondritlerin aşamalı sulu değişiklikleri". Geochimica et Cosmochimica Açta. 71 (9): 2361. Bibcode:2007GeCoA..71.2361R. doi:10.1016 / j.gca.2007.02.008.
  49. ^ Howard, K; Benedix, G; Mülayim, P; Cressey, G (Ağu 2009). "X-ışını kırınımı (PSD-XRD) ile CM2 kondritlerinin modal mineralojisi. Bölüm 1: Toplam filosilikat bolluğu ve sulu alterasyon derecesi". Geochimica et Cosmochimica Açta. 73 (15): 4576. Bibcode:2009GeCoA..73.4576H. doi:10.1016 / j.gca.2009.04.038.
  50. ^ Alexander, C; Bowden, R; Fogel, M; Howard, K; Greenwood, R (Mart 2012). Toplu H Bollukları ve İzotopları Kullanılarak CM ve CR Kondritlerinin Sınıflandırılması. 43. LPSC.
  51. ^ Alexander, C; Howard, K; Bowden, R; Fogel, M (2013). "CM ve CR kondritlerinin yığın H, C N bollukları ve izotopik bileşimler kullanılarak sınıflandırılması". Geochimica et Cosmochimica Açta. 123: 244. Bibcode:2013GeCoA.123..244A. doi:10.1016 / j.gca.2013.05.019.
  52. ^ Hewins, R; Bourot-Denise, M; et al. (Ocak 2014). "Paris göktaşı, şimdiye kadarki en az değiştirilmiş CM kondrite". Geochimica et Cosmochimica Açta. 124: 190. Bibcode:2014GeCoA.124..190H. doi:10.1016 / j.gca.2013.09.014.
  53. ^ Bourot-Denism, M; Zanda, B; Marrocchi, Y; Greenwood, R; Pont, S (Mart 2010). "Paris: CM'ler ve CO'lar arasındaki boşluğu dolduran, hafifçe değişmiş, hafifçe metamorfize edilmiş CM." 41. LPSC (1683): 1683. Bibcode:2010LPI .... 41.1683B.
  54. ^ Ostrowski, D; Dantelli, C; Gietzen, K; Sears, D (Şubat 2011). "C ve X komplekslerinden 17 asteroid için IRTF spektrumları: Sürekli eğimler ve bunların C kondritleri ve filosilikatlarla ilişkileri hakkında bir tartışma". Icarus. 212 (2): 682–696. Bibcode:2011Icar..212..682O. doi:10.1016 / j.icarus.2011.01.032.
  55. ^ Alexander, C; McKeegan, K; Altwegg, K (Şub 2018). "Küçük Gezegen Cisimlerindeki Su Rezervuarları: Göktaşları, Asteroitler ve Kuyruklu Yıldızlar". Uzay Bilimi Yorumları. 214 (1): 36. Bibcode:2018SSRv..214 ... 36A. doi:10.1007 / s11214-018-0474-9. PMC  6398961. PMID  30842688.
  56. ^ a b Trigo-Rodríguez, J; Rimola, A; Tanbakouei, S; Cabedo Soto, V; Lee, M (Şub 2019). "Karbonlu kondritlerde su birikimi: suyun erken yeryüzüne taşınması için mevcut kanıtlar ve sonuçlar". Uzay Bilimi Yorumları. 215 (1): 18. arXiv:1902.00367. Bibcode:2019SSRv..215 ... 18T. doi:10.1007 / s11214-019-0583-0. S2CID  119196857.
  57. ^ D’Angelo, M; Cazaux, S; Kamp, I; Thi, W; Woitke, P (Şub 2019). "İç güneş bulutsusunda su dağıtımı hakkında: Forsterit hidrasyonunun Monte Carlo simülasyonları". Astronomi ve Astrofizik. 622: A208. arXiv:1808.06183. Bibcode:2019A ve Bir ... 622A.208D. doi:10.1051/0004-6361/201833715. S2CID  55659350.
  58. ^ Gooding, J; Zolensky, M (Mart 1987). Tokilinitin Termal Kararlılığı. LPSC XVIII.
  59. ^ a b Nakamura, T; Matsuoka, M; Yamashita, S; Sato, Y; Mogi, K; Enokido, Y; Nakata, A; Okumura, S; Furukawa, Y; Zolensky, M (Mart 2017). Sulu Karbonlu Kondritlerin Isıtılması Sırasında Mineralojik, Spektral ve Bileşim Değişiklikleri. Ay ve Gezegen Bilimi XLVIII.
  60. ^ Beck, P; Quirico, E; Montes-Hernandez, G; Bonal, L; Bollard, J; Orthous-Daunay, F; Howard, K; Schmitt, B; Brissaud, O; Deschamps, F; Wunder, B; Guillot, S (2010). "Kızılötesi spektroskopiden CM ve CI kondritlerinin sulu mineralojisi ve düşük albedo asteroitlerle ilişkileri". Geochimica et Cosmochimica Açta. 74 (16): 4881–4892. Bibcode:2010GeCoA..74.4881B. doi:10.1016 / j.gca.2010.05.020.
  61. ^ Buseck, P; Hua, X (1993). "Karbonlu Kondrit Göktaşı Matrisleri". Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 21: 255–305. Bibcode:1993AREPS..21..255B. doi:10.1146 / annurev.ea.21.050193.001351.
  62. ^ Takir, D; Emery, J; Mcsween, H; Hibbitts, C; Clark, R; Pearson, N; Wang, A (Eyl 2013). "CM ve CI karbonlu kondritlerdeki sulu değişimin doğası ve derecesi". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 48 (9): 1618–1637. Bibcode:2013M ve PS ... 48.1618T. doi:10.1111 / haritalar.12171.
  63. ^ Morbidelli, A; Chambers, J; Lunine, J; Petit, J; Robert, F; Valsecchi, G; Cyr, K (2000). "Suyun Dünya'ya ulaştırılması için kaynak bölgeler ve zaman çizelgeleri". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 35 (6): 1309–20. Bibcode:2000M ve PS ... 35.1309M. doi:10.1111 / j.1945-5100.2000.tb01518.x.
  64. ^ Hallis, L (28 Mayıs 2017). "İç Güneş Sisteminin D / H oranları". Royal Society A'nın Felsefi İşlemleri: Matematik, Fizik ve Mühendislik Bilimleri. 375 (2094): 20150390. Bibcode:2017RSPTA.37550390H. doi:10.1098 / rsta.2015.0390. PMC  5394254. PMID  28416726.
  65. ^ Alexander, C; Bowden, R; Fogel, M; Howard, K; Sürü, C; Nittler, L (10 Ağu 2012). "Asteroitlerin Kökeni ve Karasal Gezegenlerin Uçucu Envanterlerine Katkıları". Bilim. 337 (6095): 721–723. Bibcode:2012Sci ... 337..721A. doi:10.1126 / science.1223474. PMID  22798405. S2CID  206542013.
  66. ^ Yasinskaya, A (1969). "Taşlı göktaşlarına dahil olanlar". Roedder, E (ed.). Fluid Inclusion Research- Proc. COFFI 2. s. 149–153.
  67. ^ Fieni, C; Bourot-Denise, M; Pellas, P; Touret, J (1978). "Peetz Chondrite'den feldispatlar ve fosfatlardaki sulu sıvı kapanımları". Meteoroloji. 13: 460–461. Bibcode:1978Metic..13..460F.
  68. ^ Mattey, D; Pillinger, C; Fallick, A (1983). "Peetz L6 Kondrite'deki sıvı kapanımlarındaki suyun H izotopik bileşimi". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 18: 348.
  69. ^ Rudnick, R; Ashvval, L; Henry, D; Gibson, E (Mart 1984). "Taşlı göktaşlarında sıvı kapanımları - bir uyarı notu". 15. LPS. 90 Özel Sayı (669): C669-75. doi:10.1029 / jb090is02p0c669. PMID  11542002.
  70. ^ Bodnar, R; Zolensky, M (2000). "Başlık: Meteorlardaki Sıvı Kapanımlar: Yararlılar mı ve Bulunmaları Neden Bu Kadar Zor?". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 35 (5): A29.
  71. ^ Saylor, J; Zolensky, M; Bodnar, R; Le, L; Schwandt, C (Mart 2001). "Karbonlu Kondritlerdeki Sıvı Kapanımlar". LPS Xxxii (1875): 1875. Bibcode:2001LPI .... 32.1875S.
  72. ^ Zolensky, M (2010). "Asteroitlerdeki Sıvı Su: Göktaşlarındaki Sıvı Kapanmalarından Kanıt". Astrobiyoloji Bilim Konferansı 2010. 1538 (5278): 5278. Bibcode:2010LPICo1538.5278Z.
  73. ^ Yurimoto, H; Itoh, S; Zolensky, M (Ekim 2014). "Kondritlerin sıvı kapanımlarında hapsolmuş asteroid şeklindeki sıvı suyun izotopik bileşimleri". Jeokimya Dergisi. 48 (6): 549–560. Bibcode:2014GeocJ..48..549Y. doi:10.2343 / geochemj.2.0335.
  74. ^ Pearson, V; Sephton, M; Franchi, ben; Gibson, J; Gilmour, I (Ocak 2010). "Karbonlu kondritlerde karbon ve nitrojen: Elementel bolluklar ve kararlı izotopik bileşimler". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 41 (12): 1899. Bibcode:2006M ve PS ... 41.1899P. doi:10.1111 / j.1945-5100.2006.tb00459.x.
  75. ^ Hayes, J (Eylül 1967). "Meteorların organik bileşenleri - bir inceleme". Geochimica et Cosmochimica Açta. 31 (9): 1395–1440. doi:10.1016/0016-7037(67)90019-1.
  76. ^ Botta, O; Bada, J (Ocak 2002). "Meteorlarda Dünya dışı Organik Bileşikler". Jeofizikte Araştırmalar. 23 (5): 411–67. Bibcode:2002SGeo ... 23..411B. doi:10.1023 / A: 1020139302770. S2CID  93938395.
  77. ^ Holweger, H (Şubat 1977). "Solar Na / Ca ve S / Ca oranları: Karbonlu kondritlerle yakın bir karşılaştırma". Dünya ve Gezegen Bilimi Mektupları. 34 (1): 152. Bibcode:1977E ve PSL..34..152H. doi:10.1016 / 0012-821X (77) 90116-9.
  78. ^ Anders, E; Ebihara, M (Kasım 1982). "Güneş sistemi elementlerinin bolluğu". Geochimica et Cosmochimica Açta. 46 (11): 2363. Bibcode:2014pacs.book ... 15P. doi:10.1016/0016-7037(82)90208-3.
  79. ^ Suess, H (1949). "Die kosmische häufigkeit der chemischen elemente". Experientia. 5 (7): 266–70. doi:10.1007 / BF02149939. PMID  18146573. S2CID  11969464.
  80. ^ Suess, H Urey H (Ocak 1956). "Elementlerin Bolluğu". Rev. Mod. Phys. 28 (1): 53. Bibcode:1956RvMP ... 28 ... 53S. doi:10.1103 / RevModPhys.28.53.
  81. ^ Asplund, M; Grevesse, N; Sauval, AJ; Scott, P (2009). "Güneşin kimyasal bileşimi". Astronomi ve Astrofizik Yıllık İncelemesi. 47 (1): 481–522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA ve A..47..481A. doi:10.1146 / annurev.astro.46.060407.145222. S2CID  17921922.
  82. ^ Anders, E (Aralık 1964). "Göktaşlarının kökeni, yaşı ve bileşimi". Uzay Bilimi Yorumları. 3 (5–6): 5. Bibcode:1964SSRv .... 3..583A. doi:10.1007 / BF00177954. S2CID  122077103.
  83. ^ a b Goswami, A; Eswar Reddy, B, ed. (2010). "Güneş sistemi elementlerinin bolluğu". Kozmokimyada İlkeler ve Perspektifler: Kodai Okulu'nun Kodaikanal Gözlemevi, Hindistan'da düzenlenen 'Yıldızlarda Elementlerin Sentezi' üzerine Ders Notları, 29 Nisan - 13 Mayıs 2008. Heidelberg: Springer-Verlag. s. 379. ISBN  978-3-642-10351-3.
  84. ^ a b Davis, A (2014). Elementlerin "Güneş Sistemi Bolluğu". Gezegenler, Asteroitler, Kuyrukluyıldızlar ve Güneş Sistemi, Jeokimya Üzerine İnceleme, Cilt. 2 (2. baskı). Elsevier. s. 21. ISBN  978-0080999432.
  85. ^ Russell, C (Ocak 2003). "Önsöz". Uzay Bilimi Yorumları. 105 (3): vii. Özel Sayı: Genesis Discovery Mission
  86. ^ Leitner, J; Hoppe, P; Metzler, K; Haenecour, P; Diş ipi, C; Vollmer, C (2015). CM Kondritlerinin Güneş Öncesi Tahıl Envanteri. 78. Meteoritik Derneği Toplantısı. Bibcode:2015LPICo1856.5178L.
  87. ^ Huss, G; Meshik, A; Smith, J; Hohenberg, C (Aralık 2003). "Karbonlu kondritlerde ön kutuplu elmas, silisyum karbür ve grafit: Güneş bulutsusunda ısıl işlem için çıkarımlar". Geochimica et Cosmochimica Açta. 67 (24): 4823. Bibcode:2003GeCoA..67.4823H. doi:10.1016 / j.gca.2003.07.019.
  88. ^ Zinner, E; Amari, S; Guinness, R; Nguyen, A (Aralık 2003). "Murray ve Murchison karbonlu kondritlerinden presolar spinel taneleri". Geochimica et Cosmochimica Açta. 67 (24): 5083. Bibcode:2003GeCoA..67.5083Z. doi:10.1016 / S0016-7037 (03) 00261-8.
  89. ^ Mozan, H (1904). "Canon Diablo Göktaşı'nın Araştırılması". Rendus de l'Académie des Sciences de Paris Comptes. 139: 773.
  90. ^ Ksanda, C; Henderson, E (1939). "Kanyon Diablo demirindeki elmasın kimliği". Amerikan Mineralog. 24: 677.
  91. ^ Laspeyres, H; Kaiser, E (1895). "Kuvars ve Zerkonkrystall im Meteoreisen Toluca von Meksika". Zeitschrift für Krystallographie und Mineralogie. 24: 485.
  92. ^ Bernatowicz, T; Amari, S; Zinner, E; Lewis, R (Haziran 1991). "Yıldızlararası Tahıllar İçinde Yıldızlararası Taneler". Astrofizik Dergi Mektupları. 373: L73. Bibcode:1991ApJ ... 373L..73B. doi:10.1086/186054.
  93. ^ Brett, R (1967). "Cohenite: oluşumu ve önerilen bir kökeni". Geochimica et Cosmochimica Açta. 31 (2): 143. Bibcode:1967GeCoA..31..143B. doi:10.1016 / S0016-7037 (67) 80042-5.
  94. ^ Nagy, B; Andersen, C (1964). "Orgueil göktaşı içindeki bazı karbonat, sülfat ve fosfat minerallerinin elektron probu mikro analizi". Amerikan Mineralog. 49: 1730.
  95. ^ Sofe, M; Lee, M; Lindgren, P; Smith, C (2011). CL CM Karbonlu Kondritlerde Kalsit Zonlanması ve Sulu Alterasyon Derecesi ile İlişkisi. 74. Meteoritical Society Toplantısı.
  96. ^ de Leuw, S; Rubin, A; Wasson, J (Temmuz 2010). "CM kondritlerinde karbonatlar: Karmaşık oluşum geçmişleri ve CI kondritlerinde karbonatlarla karşılaştırma". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 45 (4): 513. Bibcode:2010M ve PS ... 45..513D. doi:10.1111 / j.1945-5100.2010.01037.x.
  97. ^ Lee, M; Lindgren, P; Sofe, M (Kasım 2014). "CM karbonlu kondritlerde aragonit, breunnerit, kalsit ve dolomit: Progresif ana gövde sulu alterasyonunun yüksek doğrulukta kaydedicileri". Geochimica et Cosmochimica Açta. 144: 126. Bibcode:2014GeCoA.144..126L. doi:10.1016 / j.gca.2014.08.019.
  98. ^ Cody, G; Alexander, C (Şubat 2005). "Farklı karbonlu kondrit gruplarından çözünmeyen organik maddenin kimyasal yapısal değişiminin NMR çalışmaları". Geochimica et Cosmochimica Açta. 69 (4): 1085. Bibcode:2005GeCoA..69.1085C. doi:10.1016 / j.gca.2004.08.031.
  99. ^ Cronin, J Pizzarello S; Frye, J (Şubat 1987). "Karbonlu kondritlerin çözünmeyen karbonunun 13C NMR spektroskopisi". Geochimica et Cosmochimica Açta. 51 (2): 299–303. Bibcode:1982Metic. 17..200C. doi:10.1016/0016-7037(87)90242-0. PMID  11542083.
  100. ^ Easton, A; Sevgi dolu, J (1963). "Kondritik göktaşlarının analizi". Geochimica et Cosmochimica Açta. 27 (7): 753. Bibcode:1963GeCoA..27..753E. doi:10.1016/0016-7037(63)90040-1.
  101. ^ Moss, A; Merhaba M; Elliott, C; Easton, A (Mart 1967). "Meteoritlerin Kimyasal Analiz Yöntemleri II: Kondritlerin ana ve bazı küçük bileşenleri". Mineralogical Dergisi. 36 (277): 101. Bibcode:1967MinM ... 36..101M. doi:10.1180 / minmag.1967.036.277.17.
  102. ^ a b Briggs, M; Mamikunian, G (Mayıs 1963). "Karbonlu Kondritlerin Organik Bileşenleri". Uzay Bilimi Yorumları. 1 (4): 57–85. Bibcode:1963SSRv .... 1..647B. doi:10.1007 / BF00212447. PMID  11881656. S2CID  10422212.
  103. ^ Remusat, L; Le Guillou, C; Rouzaud, J; Binet, L; Derenne, S; Robert, F (Ocak 2007). "Kainsaz CO3 karbonlu kondritte çözünmeyen organik maddenin moleküler çalışması: CI ve CM IOM ile Karşılaştırma". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 43 (7): 1099. doi:10.1111 / j.1945-5100.2008.tb01115.x.
  104. ^ Degens, E; Bajor, M (1963). "Brüderheim ve Murray göktaşındaki amino asitler ve şekerler". Die Naturwissenschaften. 49 (24): 605. doi:10.1007 / BF01178050. S2CID  42359207.
  105. ^ Kaplan, I; Degens, E; Reuter, J (Temmuz 1963). "Taşlı göktaşlarında organik bileşikler". Geochimica et Cosmochimica Açta. 27 (7): 805. Bibcode:1963GeCoA..27..805K. doi:10.1016/0016-7037(63)90045-0.
  106. ^ Kallman Bijl, H, ed. (1960). "Dünya Dışı Yaşam: Meteorların Bazı Organik Bileşenleri". Uzay araştırması. Amsterdam: Kuzey Hollanda Yayıncılık Şirketi. s. 1171.
  107. ^ Briggs, M (1961). "Meteorların organik bileşenleri". Doğa. 191 (4794): 1137. Bibcode:1961Natur.191.1137B. doi:10.1038 / 1911137a0. S2CID  40559837.
  108. ^ Hamilton, P.B. (1965). "Amino asitler ellerde". Doğa. 205 (4968): 284–5. Bibcode:1965Natur.205..284H. doi:10.1038 / 205284b0. PMID  14270714. S2CID  4189815.
  109. ^ Oró, J; Çarpıklıklar, H (1965). "İnsan Parmaklarında Serbest Amino Asitler: Mikroanalizde Kontaminasyon Sorunu". Doğa. 207 (5001): 1042–5. Bibcode:1965Natur.207.1042O. doi:10.1038 / 2071042a0. PMID  5866306. S2CID  4275454.
  110. ^ Nuevo, M; Cooper, G; Sandford, S (2018). "Foto işlenmiş astrofiziksel buz analoglarından deoksiriboz ve deoksiseker türevleri ve göktaşlarıyla karşılaştırılması". Doğa İletişimi. 9 (1): 5276. Bibcode:2018NatCo...9.5276N. doi:10.1038/s41467-018-07693-x. PMC  6299135. PMID  30563961.
  111. ^ Kvenvolden, K; Lawless, J; Pering, K; Peterson, E; Flores, J; Ponnamperuma, C (Dec 1970). "Evidence for Extraterrestrial Amino-acids and Hydrocarbons in the Murchison Meteorite". Doğa. 228 (5275): 923–6. Bibcode:1970Natur.228..923K. doi:10.1038/228923a0. PMID  5482102. S2CID  4147981.
  112. ^ Oró, J; Gibert, J; Lichtenstein, H; Wikstrom, S; Flory, D (Mar 1971). "Amino-acids, Aliphatic and Aromatic Hydrocarbons in the Murchison Meteorite". Doğa. 230 (5289): 105–6. Bibcode:1971Natur.230..105O. doi:10.1038/230105a0. PMID  4927006. S2CID  4240808.
  113. ^ a b Kvenvolden, K; Lawless, J; Pering, K (Dec 1970). "Evidence for Extraterrestrial Amino-acids and Hydrocarbons in the Murchison Meteorite". Doğa. 228 (5275): 923–926. Bibcode:1970Natur.228..923K. doi:10.1038/228923a0. PMID  5482102. S2CID  4147981.
  114. ^ a b Koga, T; H, Naraoka (Apr 2017). "A new family of extraterrestrial amino acids in the Murchison meteorite". Bilimsel Raporlar. 7 (1): 636. Bibcode:2017NatSR...7..636K. doi:10.1038/s41598-017-00693-9. PMC  5428853. PMID  28377577.
  115. ^ Mullie, F Reisse J (1987). Organic matter in carbonaceous chondrites, in Topics In Current Chemistry-Series 139. New York: Springer. sayfa 83–117.
  116. ^ a b Engel, M; Macko, S (Sep 1997). "Murchison göktaşındaki dünya dışı rasemik olmayan amino asitler için izotopik kanıt". Doğa. 389 (6648): 265–8. Bibcode:1997Natur.389..265E. doi:10.1038/38460. PMID  9305838. S2CID  4411982.
  117. ^ Elsila, J; Charnley, S; Burton, A; Glavin, D; Dworkin, J (Sep 2012). "Compound‐specific carbon, nitrogen, and hydrogen isotopic ratios for amino acids in CM and CR chondrites and their use in evaluating potential formation pathways". M. 47 (9): 1517. Bibcode:2012M&PS...47.1517E. doi:10.1111/j.1945-5100.2012.01415.x. hdl:2060/20120014482.
  118. ^ Botta, O; Martins, Z; Ehrenfreund, P (Jan 2007). "Amino acids in Antarctic CM1 meteorites and their relationship to other carbonaceous chondrites". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 42 (1): 81–92. Bibcode:2007M&PS...42...81B. doi:10.1111/j.1945-5100.2007.tb00219.x.
  119. ^ Smith, K; Ev, C; Arevalo, R; Dworkin, J; Callahan, M (Jun 2019). "Organometallic compounds as carriers of extraterrestrial cyanide in primitive meteorites". Doğa İletişimi. 10 (1): 2777. Bibcode:2019NatCo..10.2777S. doi:10.1038/s41467-019-10866-x. PMC  6592946. PMID  31239434.
  120. ^ Stoks, P; Schwartz, A (Apr 1981). "Nitrogen-heterocyclic compounds in meteorites: significance and mechanisms of formation". Geochimica et Cosmochimica Açta. 45 (4): 563–69. Bibcode:1981GeCoA..45..563S. doi:10.1016/0016-7037(81)90189-7.
  121. ^ Hayatsu, R Anders E (1981). Organic compounds in meteorites and their origins, in Topics in Current Chemistry 99. Berlin, Heidelberg: Springer-Verlag. s. 1–37. ISBN  978-3-540-10920-4.
  122. ^ Schmitt-Kopplin, P; Gabelica, Z; Gougeon, R (Feb 2010). "Murchison göktaşındaki dünya dışı organik maddenin yüksek moleküler çeşitliliği, düşüşünden 40 yıl sonra ortaya çıktı". PNAS. 107 (7): 2763–2768. Bibcode:2010PNAS..107.2763S. doi:10.1073 / pnas.0912157107. PMC  2840304. PMID  20160129.
  123. ^ Yamashita, Y; Naraoka, H (Jan 2014). "Two homologous series of alkylpyridines in the Murchison meteorite". Jeokimya Dergisi. 48 (6): 519–525. Bibcode:2014GeocJ..48..519Y. doi:10.2343/geochemj.2.0340.
  124. ^ Mueller, G (Aug 1953). "The properties and theory of genesis of the carbonaceous complex within the cold bokevelt meteorite". Geochimica et Cosmochimica Açta. 4 (1–2): 1. Bibcode:1953GeCoA...4....1M. doi:10.1016/0016-7037(53)90061-1.
  125. ^ Engel, M Nagy, B (Apr 1982). "Murchison göktaşında amino asitlerin dağılımı ve enantiyomerik bileşimi". Doğa. 296 (5860): 837. Bibcode:1982Natur.296..837E. doi:10.1038 / 296837a0. S2CID  4341990.
  126. ^ Pizzarello, S; Yarnes, C (Aug 2018). "Chiral molecules in space and their possible passage to planetary bodies recorded by meteorites". Dünya ve Gezegen Bilimi Mektupları. 496: 198. Bibcode:2018E&PSL.496..198P. doi:10.1016/j.epsl.2018.05.026.
  127. ^ a b Pizzarello, S; Yarnes, C (Dec 2018). "The soluble organic compounds of the Mukundpura meteorite: A new CM chondrite fall". Gezegen ve Uzay Bilimleri. 164: 127. Bibcode:2018P&SS..164..127P. doi:10.1016/j.pss.2018.07.002.
  128. ^ Meierhenrich, U; Muñoz Caro, G; Bredehöft, J; Jessberger, E; Thiemann, W (22 Jun 2004). "Murchison göktaşında diamino asitlerin tanımlanması". PNAS. 101 (25): 9182–86. Bibcode:2004PNAS..101.9182M. doi:10.1073 / pnas.0403043101. PMC  438950. PMID  15194825.
  129. ^ Martins, Z; Modica, P; Zanda, B; Le Sergeant d'Hendecourt, L (May 2015). "The amino acid and hydrocarbon contents of the Paris meteorite: Insights into the most primitive CM chondrite". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 50 (5): 926–43. Bibcode:2015M&PS...50..926M. doi:10.1111/maps.12442. hdl:10044/1/25091.
  130. ^ Rudraswami, N; Naik, A; Tripathi, R; Bhandari, N; Karapurkar, S; Prasad, M; Babu, E; Sarathi, V (Feb 2018). "Chemical, isotopic and amino acid composition of Mukundpura CM2.0 (CM1) chondrite: Evidence of parent body aqueous alteration". Geoscience Frontiers. 10 (2): 495–504. doi:10.1016/j.gsf.2018.02.001.
  131. ^ Reynolds, J (Apr 1960). "İlksel Ksenonun İzotopik Bileşimi". Phys. Rev. Lett. 4 (7): 351–354. Bibcode:1960PhRvL ... 4..351R. doi:10.1103 / PhysRevLett.4.351.
  132. ^ a b Heymann, D; Mazor, E (May 1967). "Light-Dark Structure and Rare Gas Content of the Carbonaceous Chondrite Nogoya". Jeofizik Araştırmalar Dergisi: Atmosferler. 72 (10): 2704–2707. Bibcode:1967JGR....72.2704H. doi:10.1029/JZ072i010p02704.
  133. ^ Wasson, J (1985). Meteorites: Their record of early solar-system history. New York: W. H. Freeman ve Co. s. 59. ISBN  978-0716717003.
  134. ^ Goswami, J; Lal, D; Wilkening, L (Jan–Feb 1984). "Title: Gas-rich meteorites - Probes for particle environment and dynamical processes in the inner solar system". Uzay Bilimi Yorumları. 37: 111–159. doi:10.1007/BF00213959. S2CID  121335431.
  135. ^ Lewis, R; Srinivasan, B; Anders, E (26 Dec 1975). "Host Phase of a Strange Xenon Component in Allende". Bilim. 490 (4221): 1251–1262. Bibcode:1975Sci...190.1251L. doi:10.1126/science.190.4221.1251. S2CID  94192045.
  136. ^ Huss, G; Lewis, R (1994). "Noble gases in presolar diamonds I: Three distinct components and their implications for diamond origins". Meteoroloji. 29 (6): 791. Bibcode:1994Metic..29..791H. doi:10.1111/j.1945-5100.1994.tb01094.x.
  137. ^ Bernatowicz, T; Fraundorf, G; Ming, T; Anders, E; Wopenka, B; Zinner, E; Fraundorf, P (1987). "Evidence for interstellar silicon carbide in the Murray carbonaceous meteorite". Doğa. 330: 728–730. doi:10.1038/330728a0. S2CID  4361807.
  138. ^ Zinner, E; Ming, T; Anders, E (1987). "Large isotopic anomalies of silicon, carbon, nitrogen, and noble gases in interstellar silicon carbode in the Murray carbonaceous meteorite". Doğa. 330: 730. doi:10.1038/330730a0. S2CID  4306270.
  139. ^ Amari, S; Anders, E; Virag, A; Zinner, E (1990). "Interstellar graphite in meteorites". Doğa. 345 (6272): 238. Bibcode:1990Natur.345..238A. doi:10.1038/345238a0. S2CID  10272604.
  140. ^ Black, D (Mar 1972). "On the origins of trapped helium, neon and argon isotopic variations in meteorites—II. Carbonaceous meteorites". Geochimica et Cosmochimica Açta. 36 (3): 377–394. Bibcode:1972GeCoA..36..377B. doi:10.1016/0016-7037(72)90029-4.
  141. ^ Füri, E; Aléon-Toppani, A; Marty, B; Libourel, G; Zimmermann, L (Sep 2013). "Effects of atmospheric entry heating on the noble gas and nitrogen content of micrometeorites". Dünya ve Gezegen Bilimi Mektupları. 377: 1–12. Bibcode:2013E&PSL.377....1F. doi:10.1016/j.epsl.2013.07.031.
  142. ^ Nakamura, T; Noguchi, T; Ozono, Y; Osawa, T; Nagao, K (12 Sep 2005). Mineralogy of Ultracarbonaceous Large Micrometeorites. 68th Meteoritical Society.
  143. ^ Clayton, R; Onuma, N; Grossman, L; Mayeda, T (Mar 1977). "Güneş öncesi bileşenin Allende ve diğer karbonlu kondritlerde dağılımı". Dünya ve Gezegen Bilimi Mektupları. 32 (2): 209. Bibcode:1977E ve PSL..34..209C. doi:10.1016 / 0012-821X (77) 90005-X.
  144. ^ Clayton, R; Mayeda, T (Jul 1999). "Oxygen isotope studies of carbonaceous chondrites". Geochimica et Cosmochimica Açta. 63 (13–14): 2089. Bibcode:1999GeCoA..63.2089C. doi:10.1016/S0016-7037(99)00090-3.
  145. ^ Greenwood, R; Howard, K; Franchi, I; Zolensky, M; Buchanan, P; Gibson, J (Mar 2014). Oxygen Isotope Evidence For The Relationship Between CM And CO Chondrites: Could They Both Coexist On A Single Asteroid?. 45th LPSC.
  146. ^ Hanna, R; Ketcham, R; Zolensky, M; Behr, W (Dec 2015). "Impact-induced brittle deformation, porosity loss, and aqueous alteration in the Murchison CM chondrite". Geochimica et Cosmochimica Açta. 171: 256. Bibcode:2015GeCoA.171..256H. doi:10.1016/j.gca.2015.09.005.
  147. ^ Merrill, G (1921). "On metamorphism in meteorites". Boğa. Geol. Soc. Am. 32 (4): 395. Bibcode:1921GSAB...32..395M. doi:10.1130/GSAB-32-395.
  148. ^ Hildebrand, A; McCausland, P; Brown, P; Longstaffe, F; Russell, S; Tagliaferri, E (2006). "The fall and recovery of the Tagish Lake meteorite". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 41 (3): 407. Bibcode:2006M&PS...41..407H. doi:10.1111/j.1945-5100.2006.tb00471.x.
  149. ^ Flynn, G; Consolmagno, G; Brown, P; Macke, R (Sep 2018). "Physical properties of the stone meteorites: Implications for the properties of their parent bodies". Jeokimya. 78 (3): 269. Bibcode:2018ChEG...78..269F. doi:10.1016/j.chemer.2017.04.002.
  150. ^ Heck, P; Schmitz, B; Bottke, W; Rout, S; Kita, N (Jan 2017). "Rare meteorites common in the Ordovician period". Doğa Astronomi. 1 (2): 0035. Bibcode:2017NatAs...1E..35H. doi:10.1038/s41550-016-0035.
  151. ^ Grady, M; Hutchison, R (1998). Meteorites: Flux with Time and Impact Effects. Londra Jeoloji Derneği. sayfa 67–70. ISBN  9781862390171. sn. The frequency of meteorite types
  152. ^ Cassidy, W; Rancitelli, L (Mar 1982). "Antarctic Meteorites: The abundant material being discovered in Antarctica may shed light on the evolution of meteorite parent bodies and the history of the solar system". Amerikalı bilim adamı. 70 (2): 156–164. JSTOR  27851347.
  153. ^ Lauretta, D; McSween, H, eds. (2006). Göktaşları ve Erken Güneş Sistemi II. Tucson: Arizona Üniversitesi Yayınları. s. 853. ISBN  9780816525621. Ch. Weathering of Chondritic Meteorites, Bland, P., Zolensky, M., Benedix, G., Sephton, M.
  154. ^ Korotev, Randy L. "Some Meteorite Statistics". Department of Earth and Planetary Sciences, Washington University in St. Louis. St.Louis'deki Washington Üniversitesi. Alındı 14 Eylül 2019.
  155. ^ Encyclopedia of Planetary Science. Encyclopedia of Earth Science Series. Dordrecht: Springer. 1997. s. 486. ISBN  978-0-412-06951-2. Chapter: Meteorite parent bodies, Britt, D., Lebofsky, L.
  156. ^ Cloutis, E; Binzel, R; Gaffey, M (Feb 2014). "Establishing Asteroid–Meteorite Links". Elementler. 10: 25. doi:10.2113/gselements.10.1.25.
  157. ^ Lee, M Cohen B King A Greenwood R (Jul 2019). "The diversity of CM carbonaceous chondrite parent bodies explored using Lewis Cliff 85311" (PDF). Geochimica et Cosmochimica Açta. 257: 224–244. Bibcode:2019GeCoA.264..224L. doi:10.1016/j.gca.2019.07.027.
  158. ^ "Asteroids (from the NEAR press kit)". NSSDC. Alındı 27 Ekim 2019.
  159. ^ Orgel, L, ed. (1998). "4 Asteroids and Meteorites". Evaluating the Biological Potential in Samples Returned from Planetary Satellites and Small Solar System Bodies: Framework for Decision Making. Washington DC: National Academy of Sciences National Academy Press. ISBN  978-0-309-06136-0. "it is likely that the C-type asteroids (which are overwhelmingly the most abundant type in the main belt, especially the middle and outer parts) are represented in various meteorite collections by carbonaceous chondrites"
  160. ^ "Asteroids: Structure and composition of asteroids". ESA- Science & Exploration. Avrupa Uzay Ajansı. Alındı 27 Ekim 2019.
  161. ^ Burbine, T (2016). "Advances in determining asteroid chemistries and mineralogies". Chemie de Erde. 76 (2): 181. Bibcode:2016ChEG...76..181B. doi:10.1016/j.chemer.2015.09.003.
  162. ^ Lantz, C; Clark, B; Barucci, M; Lauretta, D (May 2013). "Evidence for the effects of space weathering spectral signatures on low albedo asteroids". Astronomi ve Astrofizik. 554: A138. Bibcode:2013A&A...554A.138L. doi:10.1051/0004-6361/201321593.
  163. ^ Matsuoka, M; Nakamura, T; Kimura, Y; Hiroi, T; Nakamura, R; Okumura, S; Sasaki, S (Mar 2015). "Pulse-laser irradiation experiments of Murchison CM2 chondrite for reproducing space weathering on C-type asteroids". Icarus. 254: 135. Bibcode:2015Icar..254..135M. doi:10.1016/j.icarus.2015.02.029.
  164. ^ Thompson, M; Loeffler, M; Morris, R; Keller, L; Christoffersen, R (Feb 2019). "Spectral and chemical effects of simulated space weathering of the Murchison CM2 carbonaceous chondrite". Icarus. 319: 499. Bibcode:2019Icar..319..499T. doi:10.1016/j.icarus.2018.09.022.
  165. ^ Bland, P; Alard, O; Benedix, G; Kearsley, A (Sep 2005). "Erken güneş sistemindeki uçucu fraksiyonlama ve kıkırdak / matris tamamlayıcılığı". PNAS. 102 (39): 13755–60. Bibcode:2005PNAS..10213755B. doi:10.1073 / pnas.0501885102. PMC  1224360. PMID  16174733.
  166. ^ Franchi, I; Greenwood, R; Howard, K; King, A; Lee, M; Anand, M; Findlay, R (2019). Oxygen Isotope Variation Of CM And Related Chondrites: Multiple Parent Bodies Or A Single Heterogeneous Source?. Meteoritical Society Meeting, 2019. p. 6482.
  167. ^ Lipschutz, M; Zolensky, M; Bell, S (Mar 1999). "New Petrographic And Trace Element Data On Thermally MetamorphosedChondrites". Antarktik. Meteorite Research. 12: 57–80.
  168. ^ Kigoshi, K; Matsuda, E. Radiocarbon datings of Yamato meteorites. Houston: Ay ve Gezegen Enstitüsü. s. 58–60. in International Workshop on Antarctic Meteorites, Annexstad J. et al., eds.
  169. ^ Mueller, G (Apr 1966). "Significance of Inclusions in Carbonaceous Meteorites". Doğa. 210 (5032): 151–155. Bibcode:1966Natur.210..151M. doi:10.1038/210151a0. S2CID  4223453.
  170. ^ Zolensky, M; Weisberg, M; Buchanan, P; Mittlefehldt, D (Jul 1996). "Mineralogy of carbonaceous chondrite clasts in HED achondrites and the Moon". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 31 (4): 518–37. Bibcode:1996M&PS...31..518Z. doi:10.1111/j.1945-5100.1996.tb02093.x.
  171. ^ Herrin, J; Zolensky, M; Cartwright, J; Mittlefehldt, D; Ross, D (Mar 2011). "Carbonaceous Chondrite-Rich Howardites; The Potential For Hydrous Lithologies On The HED Parent". Ay ve Gezegen Bilimi Konferansı (1608): 2806. Bibcode:2011LPI....42.2806H.
  172. ^ Martel, L V. "Kaidun--A Meteorite with Everything but the Kitchen Sink". Gezegen Bilimi Araştırma Keşifleri. Alındı 6 Ekim 2019.