7 Herkunft & Entstehung

7.1 Chondren-Matrix Komplementarität

Chondrite haben CI chondritische Zusammensetzungen für eine Reihe von Elementverhältnissen, wie z.B. Mg/Si. Chondren und Matrix im gleichen Meteorit haben dagegen unterschiedliche Elementverhältnisse. Zusammen müssen Chondren und Matrix natürlich die Gesamtzusammensetzung des Meteoriten ergeben. Solche komplementären Elementverhältnisse, während der Meteorite CI chondritische Elementverhältnisse hat, sieht man für mehrere Element-Paare, sowie für die unterschiedlichen Chondrit-Gruppen. Es scheint sehr unwahrscheinlich, dass die CI chondritischen Elementverhältnisse des Meteoriten durch die zufällige Mischung von Chondren und Matrix zustande kam. Chondren und Matrix scheinen sich vielmehr gemeinsam im selben, chemischen Reservoir gebildet zu haben.

Was muss erfüllt sein, damit ein Element-Paar in den Komponenten der Chondrite komplementär ist?

Chondren und Matrix müssen in den betrachteten Elementen unterschiedlich zusammengesetzt sein, während der Gesamt-Chondrit (nahe) CI sein muss. Wobei generell jegliche zwei Komponenten komplementär sein können. Wichtig ist allein, dass die Komponenten unterschiedlich zusammengesetzt sind, während der Gesamt-Chondrit eine CI chondritische Zusammensetzung in den betrachteten Elemente hat. Es ist schließlich hilfreich, wenn die betrachteten Komponenten in etwa ähnliche Modal-Anteile haben, und/oder Element-Konzentrationen, die zusammen genommen den Hauptteil der betrachteten Elemente im Chondriten ausmachen.

Was ist die Haupt-Schlussfolgerung aus der Komplementarität?

Chondren und Matrix (oder jede andere Komponenten, welche die Bedingungen für Komplementarität erfüllt) bildeten sich sehr wahrscheinlich au seinem gemeinsamen, CI chondritischen Reservoir. Es ist unwahrscheinlich, dass die komplementären Zusammensetzungen – während der Gesamt-Chondrit in den betrachteten Elementen eine (fast) CI Zusammensetzung hat – durch Mischung von Komponenten aus unterschiedlich zusammengesetzten Reservoiren entstand.

Komplementäre Element-Verhältnisse zwischen Komponenten in Chondriten können durch Mischung dieser Komponenten aus unterschiedlich zusammengesetzten Reservoiren erklärt werden.

✗Wahr

✓Falsch

Das Argument der Komplementarität funktioniert nur, wenn die betrachteten Elemente im Gesamt-Chondrit CI chondritische Verhältnisse haben.

✓Wahr

✗Falsch

Weshalb wurden die meisten komplementären Element-Verhältnisse in kohligen Chondriten gefunden?

✗Nur diese haben CI chondritische Element-Zusammensetzungen.

✗Stimmt nicht, komplementäre Beziehungen wurden ebenso häufig ein OC und EC beobachtet.

✓Diese haben in etwa ähnliche Matrix- und Chondren-Häufigkeiten.

✗Weil das die primitivsten Chondrite sind, die nur wenig auf ihrem Mutterkörper alteriert wurden.

7.2 Chondren-Matrix Isotopen Komplementarität

Variationen im 183/184W Verhältnis repräsentieren nukleosynthetische Anomalien, die durch variable Zumischung präsolaren Materials entstanden. Die Gesamtzusammensetzung verschiedener planetarer Körper haben identische 183/184W Verhältnisse. Dagegen haben Chondren und Matrix in CV Chondriten unterschiedliche 183/184W Verhältnisse. Chondren und Matrix sind die beiden Hauptkomponenten, und sollten zusammen die 183/184W Gesamtzusammensetzung der CV Chondrite ergeben. CV Chondrite reihen sich in die 183/184W Zusammensetzung der anderen planetaren Körper ein, d.h., CV plotten exakt auf dem Schnittpunkt der Chondren-Matrix Mischungslinie under Zusammensetzung der planetaren Körper. Das lässt sich am leichtesten erklären, wenn sich Chondren und Matrix im selben isotopischen Reservoir gebildet haben, welches das planetare 183/184W Verhältnis hatte. Jede Komponente hat während deren Bildung jedoch unterschiedliche Anteile 183/184W, bzw. präsolare Körner erhalten. Alternativ scheint es unwahrscheinlich, dass sich Chondren und Matrix in zwei isotopisch unterschiedlichen Reservoiren gebildet haben, und anschließend in den korrekten Anteilen gemischt wurden, sodass die CV eine planetare 183/184W Zusammensetzung bekamen. Diese isotopische Komplementarität erweitert damit die Chondren-Matrix Komplementarität, die für viele Elemente und verschiedene Chondrite beobachtet wird.

Welche Bedingungen müssen erfüllt sein, damit Chondren und Matrix isotopisch komplementär sind?

Chondren und Matrix müssen unterschiedliche Isotopen-Zusammensetzungen haben, und der Gesamt-Chondrit muss auf oder nahe dem Schnittpunkt der Mischungslinie zwischen der Chondren- und Matrix-Zusammensetzung mit dem Mittelwert des planetaren Materials liegen. Das ist z.B. für epsilon183/184W der Fall.

Wie – in etwa – ist das epsilon183/184W Intervall der Matrix, Gesamt-Chondrit und Chondren Zusammensetzung?

Matrix: ca. -2 to -0.8; Gesamt-Chondrit -0.2 to 0.1; Chondren: 0 to 2.2. Gesamt-Intervall: ca. -2 to 2.

Welche W Isotope zeigen eine isotopische Chondren-Matrix Komplementarität?

Welches waren die ursprünglichen Trägerphasen der beobachteten epsilon183/184W Chondren-Matrix Komplementarität?

Die Haupt-Schlussfolgerung aus den Chondren-Matrix Element- oder Isotopen-Komplementaritäten ist, dass sich Chondren und Matrix …

✓… aus einem gemeinsamen Reservoir gebildet haben.

✗… in chemisch und isotopisch unterschiedlichen Reservoiren gebildet haben, und später transportiert und gemischt wurden.

✗… in-situ auf dem Mutterkörper gebildet haben, mit anschließender Element- und Isotopen-Umverteilung während der Mutterkörper-Alteration.

✗… nahe der Sonne gebildet haben, und später in die Chondren-Bildungsregionen transportiert wurden.

7.3 Vergleich von Mischung und Magmatischem Ursprung für Chondren Gesamt-Zusammensetzungen

Die Gesamtzusammensetzung von Chondren gewöhnlicher Chondrite (OC) liegen entlang von Mischungslinien zwischen Olivin und SiO2. Magmatische Entwicklungen terrestrischer Gesteine, sowie eine berechnete (MELTS) magmatische Entwicklung mit einer OC Anfangs-Zusammensetzung weichen stark von jeglicher Olivin-SiO2 Entwicklungslinie ab. Magmatische Klasten, die in Chondriten gefunden wurden, ebenso wie Eukrite fallen entweder auf oder nahe der magmatischen Entwicklungslinien. Chondren können nicht durch magmatische Prozesse gebildet worden sein, und sind wahrscheinlich das Ergebnis von Mischung von Material, möglicherweise durch Interaktion mit dem umgebenden Gas während der Chondren-Bildung. Die Mischung Tausender bis Millionen feinkörniger Precursor-Körner ist nicht möglich, da das immer die mittlere Zusammensetzung der Precursor ergeben würde.

Wie entwickelt sich das Mg/Si-Verhältnis einer Schmelze bei fraktionierter Kristallisation?

Zunächst wird Mg-reicher Olivin (Mg/Si von Forsterit: 2) der Schmelze entzogen. Dabei verringert sich das Mg/Si-Verhältnis der Schmelze signifikant, die entsprechend Si-reich wird.

Wie können die Variationen der Gesamt-Chondren Zusammensetzungen erklärt werden?

Indem SiO2-reiches Material den Chondren hinzugemischt wird. Das macht Sinn, da Chondren auf Mischungslinien zwischen Olivin und SiO2 liegen, wohingegen Trends der Schmelz-Entwicklung davon stark abweichen. Ein Möglicher Misch-Prozess ist der Austausch von Material zwischen Chondren und Gas während der Chondren-Bildung.

Die Chondren einzelner Chondrite haben etwa gleich Gesamt-Zusammensetzungen.

✓Wahr

✗Falsch

Die Zusammensetzung aller Meteorite liegen auf Mischungslinien zwischen Olivin und SiO2.

✓Wahr

✗Falsch

Mischungslinien sind Geraden, wenn a/b (y-Achse) gegen b (x-Achse) dargestellt wird, und a und b zwei unterschiedliche Elemente sind.

✗Wahr

✓Falsch

7.4 Möglichkeiten Komponenten zu Mischen

Eine zentrale Frage ist, ob Komponenten – im Speziellen Chondren – einer Meteoriten-Gruppe (z.B., CV, H, L, …) aus einem einzigen Start-Reservoir stammen, oder ob diese aus vielen Start-Reservoiren gemischt wurden. Um diese Frage zu beantworten, müssen die verschiedenen Möglichkeiten betrachtet werden, wie Reservoire gemischt werden können: (a) keine Mischung, die Komponenten/Chondren aller Chondrite einer Gruppe stammen aus einem einzigen Reservoir; (b) keine Mischung, aber die Komponenten/Chondren der verschiedenen Chondrite stammen jeweils aus separaten, einzelnen Start-Reservoiren; (c) Mischung, die Komponenten/Chondren aller Chondrite einer Gruppe wurden aus demselben Set von Start-Reservoiren gemischt; (d) Mischung, die Komponenten/Chondren der Chondrite einer Gruppe stammen aus jeweils unterschiedlichen Sets vieler Start-Reservoire. Jede dieser Mischungsmöglichkeiten führt zu unterschiedlichen Ergebnissen. Es muss betont werden, dass sich diese Frage nur auf Chondren einer Meteoriten-Gruppe bezieht, da sich Chondren-Populationen aus unterschiedlichen Meteoriten-Gruppen significant unterscheiden, und daher nicht aus den gleichen Start-Reservoiren stammen können.

Beschreibe die prinzipiellen Möglichkeiten, wie viele unterschiedliche Chondren Mutter-Reservoire eine Chondrit-Gruppe haben konnte, und zeichne eine passende Skizze darüber.

Ein Chondren-Reservoir für alle Chondrite: die Chondren in alle Chondriten einer Gruppe kamen aus nur einem Chondren Mutter-Reservoir. (b) Ein Chondren-Reservoir für jeden Chondriten: Jeder Chondrite einer Gruppe bekam seine Chondren aus genau einem, aber jeweils anderem, Chondren Mutter-Reservoir. (c) Mehrere Chondren-Reservoire für alle Chondrite: es gab mehrere Chondren Mutter-Reservoire, und alle Chondrite einer Gruppe erhielten Chondren aus all diesen Chondren Mutter-Reservoiren. (d) Mehrere Chondren-Reservoire für jeden Chondriten: Jeder Chondrit einer Gruppe erhielt seine Chondren aus einem mehreren, jedoch jeweils anderen, mehreren Chondren Mutter-Reservoiren.

Weshalb ist es wichtig, die verschiednen Möglichkeiten zu betrachten, wie viele unterschiedliche Chondren Mutter-Reservoire eine Chondrit-Gruppe haben konnte?

Die derzeit konkurrierenden Modelle der Chondren-Bildung postulieren unterschiedliche Quellen der Chondren in den einzelnen Chondriten. Die Betrachtung der verschiedenen Möglichkeiten aus welchen Mutter-Reservoiren die Chondren der einzelnen Chondrite stammen kann eventuell entscheiden, welche der konkurrierenden Modelle korrekt ist, oder zumindest wahrscheinlicher.

Jedes Chondren Mutter-Reservoir befindet sich in einem andere Teil der protoplanetaren Scheibe.

✓Wahr

✗Falsch

Wenn all Chondren eines Chondriten aus nur einem Reservoir stammen, wurden diese Chondren vermutlich nicht transportiert. Stammen die Chondren eines Chondriten dagegen aus mehreren Reservoiren, müssen diese Chondren transportiert worden sein.

✓Wahr

✗Falsch

Chondren in Chondriten derselben Gruppe haben ähnliche Eigenschaften.

✓Wahr

✗Falsch

7.5 Thermische Episode der Chondren-Bildung

Die meisten Chondren enthalten großen, oftmals porphyrische Olivin- und Pyroxen-Körner, die in einem glasigen bis fein-kristallinen Ca,Al-reichen, häufig Feldspat-ähnlichen Material sitzen. Dieses Material wird ›Mesostasis‹ genannt, und dessen glasige bis fein-kristalline Struktur ist eines der stärksten Argumente, das Chondren einst geschmolzen waren und schnell abkühlten, bzw. abgeschreckt wurden. Ein weiteres Argument für schnelles Kühlen sind unerwartet hohe Konzentrationen volatiler Elemente wie z.B. Na, das bei hohen Temperaturen evaporiert werden sollte. Metall-, bzw. Sulfid-Tropfen belegen zusätzlich ein Schmelzen der Chondren, bei dem sich Silikat- und Opak-Phasen entmischt haben. Schließlich enthalten die Olivine immer wieder Schmelzeinschlüsse, die zeigen, dass auch der Olivin in-situ kristallisiert sein muss. Zusammengefasst sind Chondren magische System die schnell abkühlten. Schnelles Abkühlen erfordert ebenso schnelles Aufheizen, da eine Umgebung mit langsamen Heizen, aber schnellem Kühlen unplausibel scheint. Auch die volatilen Elemente wie Na erfordern nicht nur schnelles Kühlen sondern auch schnelles Aufheizen. Chondren scheinen sich also in kurzen – d.h. Minuten bis Stunden – hoch-Temperaturereignissen >2000K gebildet zu haben, d.h., oberhalb der Liquidus-Temperatur von Chondren, die im Bereich von 1670 and 1970 K liegt, abhängen von der exakten Chondren-Zusammensetzung. Die Abkühlung mag etwas länger gedauert haben, vielleicht 1-3 Tage. Unter diesen abgeleiteten Bedingungen konnten in Experimenten die beobachtetet Chondren-Texturen erfolgreich reproduziert werden. Basierend auf all diesen Belegen wurden mehrere Heizmechanismen modelliert (z.B. Schockwellen, X-Wind, Nebel-Blitze) mit dem Ziel, die kurzzeitigen Hoch-Temperaturereignisse der Chondrenbildung in einem Reservoir mit einer Umgebungstemperatur von wenigen Hundert K nachzubilden. Solche Modelle können allerdings nur Möglichkeiten zeigen, jedoch kein bestimmtes Modell belegen.

Welches sind die Belege für kurze Chondren-Bildungsereignisse, und wie kurz waren diese?

Das Material zwischen den Olivin- und Pyroxen-Körnen ist hauptsächlich Glass oder feinkristallin, und muss daher schnell abgekühlt sein. Außerdem kann die Mesostasis hohe Konzentrationen an volatilen Elementen wie z.B. Na (bis zu >10 Gew% Na2O) enthalten, das während lang anhaltender, hoher Temperaturen fast vollständig evaporiert sein sollte. Daraus leitet man Chondren-Bildungszeiten von wahrscheinlich Minuten ab, mit anschließender Abkühlung, die evtl. 1-3 Tage dauerte. All das wird von entsprechenden experimentellen Arbeiten gestützt.

Was was die ungefähre, minimale Temperatur der Chondren-Bildung, und woher kennen wir diese?

Mafische Systeme wie Chondren haben Liquides-Temperaturen von ca. 1670 bis 1970 K. Das bedeutet, Chondren-Bildungstemperaturen müssen höher gewesen sein, um das Chondren-Percursor Material zu schmelzen.

Wie wird das Material zwischen den Olivin- und Pyroxen-Klasten genannt?

Obwohl klar ist unter welchen Bedingung sich Chondren gebildet haben, waren Experimente die Textur der Chondren zu reproduzieren bislang erfolglos.

✗Wahr

✓Falsch

Wie hoch war die ungefähre Umgebungs-Temperatur, in der die Chondren-Bildung statt fand?

✗Weniger als 200 K

✗-273 K

✓Ein paar Hundert K

✗Etwas weniger als ~1000 K

7.6 Schock-Wellen Modell der Chondren-Bildung

Chondren-Precursor bestanden vermutlich aus bis zu Millionen µm-kleiner Staubkörner. Unmengen solcher Chondren-Precursor existierten, und waren von einem reduzierenden Gas umgeben. Wenn sich eine Schockwelle durch ein solches Gas bewegt, komprimiert das Gas und beschleunigt es und alles was sich darin befindet in Richtung ihrer Bewegungsrichtung. Die enorme Kompression und Reibung allen Materials lässt die Temperatur kurz hinter der Schockfront innerhalb von Minuten oder weniger von wenigen Hundert K auf mehr als 2000 K ansteigen. Das ist mehr als die Liquidus-Temperatur der mafischen Chondren-Precursor, die zu schmelzen anfangen. Dieser Heiz-Puls währt nur sehr kurz – maximal Minuten. Weiter hinter der Schockfront nimmt die Geschwindigkeit und Gasdichte ab. Die heißen Chondren strahlen ihre Hitze ab, das führt zusammen mit dem sich wieder langsam ausdehnenden und sich verlangsamenden Material zu einer langsamen Abkühlung über Stunden oder Tage. Über dieses Temperaturprofil kristallisieren in der Chondre große, porphyrische Olivine und wenige Pyroxene, die von glasiger bis fein-kristalliner, Ca,Al-reicher Mesostasis umgeben sind. In diesen Bedingungen war es vermutlich auch möglich, dass Chondren mit dem umgebenden Gas Material ausgetauscht haben und dabei niedrig-Ca Pyroxen entstand.

7.7 Asteroiden-Kollisionsmodell der Chondren-Bildung

Im Asteroiden-Kollisionsmodell kollidieren zwei Asteroide miteinander, wobei mindestens einer geschmolzen sein, sowie eine dünne Kruste haben musste. In diesem Modell produziert die Kollision sehr viel Schmelze, welche in sub-cm kleinen Tropfen in die Umgebung gespratzt wird. Dieser werden nach der Abkühlung die Chondren. Zusätzlich war evtl. Staub um diese Tröpfchen vorhanden, der anschließend die Matrix bildete. Schwierig zu erklären sind in diesem Modell das Metall und Sulfid in Chondren, welches im geschmolzenen Asteroiden eher als Kern vorlag. Ebenso haben Chondren meist flache REE-Muster, obwohl in einem geschmolzenen Asteroiden Fraktionierungsprozesse zu erwarten sind, welche Elemente fraktionieren würden.

7.8 X-Wind Modell

Der X-Wind ist ein theoretisches, astrophysikalisches Modell für die dynamische Prozesse im frühen Sonnensystem. Der interessanteste Teil für Kosmochemiker ist die ›X-Region‹, wo sich Magnetfelder kreuzen. Die X-Region ist nahe der Sonne (~0.06 AE), sehr heiß und hat das Potential Material für kurze Zeit zu schmelzen. Winde transportierten außerdem das Material, das durch die X-Region prozessiert wird, anschließend über die protoplanetare Scheibe (accretion disk) in Entfernungen bis zu mehreren AE nach außen, wo es auf die protoplanetare Scheibe zurück fällt. Es wurde daher vorgeschlagen, dass Chondren-Precursor Material durch die X-Region prozessiert wurde, sich dabei Chondren gebildet haben, die schließlich in die Region der Asteroiden-Akkretion transportiert wurden. Dort mischten sich Chondren mit fein-körnigem Material, das die Matrix der Chondrite bildete. Das X-Wind Model ist daher ein 2-Komponenten Modell, und in Konflikt mit Überlegungen, dass Chondren und Matrix in der gleichen Region gebildet wurden, wie es die Interpretation der Chondren-Matrix Komplementarität nahe legt.

Weshalb ist das X-Wind Modell interessant für Meteorite?

Die X-Region kann potentiell Chondren-Precursor Material kurzzeitig aufheizen, und dabei Chondren bilden. Es ist also ein möglicher Chondren-Bildungsprozess. Chondren könnten sich in der X-Region mit CAIs mischen, die dann gemeinsam mit Winden über die protoplanetare Scheibe in die Region der Asteroiden-Akkretion transportiert werden.

Was bedeutet ›2-Komponenten Modell‹?

Im 2-Komponenten Modell werden die beiden chondritischen Hauptkomponenten Chondren und Matrix gemischt. D.h., die beiden Komponenten bilden sich in unterschiedlichen Regionen der protoplanetaren Scheibe, werden anschließend transportiert und miteinander gemischt. Im X-Wind Modell werden Chondren aus der X-Region fein-körnigem Matrix-Material in der Region der Asteroiden-Akkretion gemischt. Es ist also ein 2-Komponenten Modell.

Welche Kritik gibt es am X-Wind Modell?

Die Chondren-Matrix Komplementarität fordert die Bildung von Chondren und Matrix in einer gemeinsamen Region. Das steht im Konflikt mit dem 2-Komponenten Modell des X-Winds.

Chondren werden in der Region der Asteroiden-Akkretion mit CAIs gemischt.

✗Wahr

✓Falsch

Wie weit ist die X-Region etwa von der Sonne entfernt?

✗ca. 0.006 AE

✓ca. 0.06 AE

✗ca. 0.6 AE

✗ca. 6 AE

Wie weit ist der Asteroiden-Gürtel von der Sonne entfernt?

✗ca. 1-3 AE

✗ca. 2-3 AE

✓ca. 2-4 AE

✗ca. 3-5 AE

Die Chondren werden von Winden durch die protoplanetare Scheibe einige AE in die Region der Asteroiden-Akkretion transportiert.

✗Wahr

✓Falsch

7.9 Weitere Chondren-Bildungsmodelle

Der eigentlich Chondren-Bildungsmechanismus bleibt rätselhaft, unbekannt und umstritten. Die populärsten, vorgeschlagenen Mechanismen sind: (i) Schockwellen – entweder solche, welche sich durch die protoplanetare Scheibe bewegen, oder Schockfronten von Bugwellen vor Asteroiden, (ii) Asteroiden-Kollisionen, (iii) Current Sheets, (iv) Blitze, (v) X-Wind. Die populärsten Modelle sind an anderer Stelle detaillierter beschrieben. Außerdem gibt es eine unzählige Anzahl exotischer Vorschläge, die derzeit nicht ernsthaft in Betracht gezogen werden.

7.10 CAIs – Arten & Klassifikation nach Mineralen

Ca,Al-reiche Einschlüsse(CAIs) haben meist irreguläre Formen, können größer als Chondren sein und zeigen oftmals eine mineralogische Zonierung vom Kern zum Rand, die ›Wark-Lovering rim‹ genannt wird. Die Abfolge der Minerale in solchen Rändern entspricht der Kondensationssequenz refraktärer Minerale, und zusammen mit den irregulären Formen der CAIs deutet das darauf hin, dass CAIs direkt aus einem abkühlende Gas kondensierten. In manchen Chondriten wurden CAIs nochmals aufgeschmolzen – vermutlich während der Chondren-Bildung – und haben nun ähnlich runde Formen wie Chondren. CAIs werden nach unterschiedlichen Kriterien klassifiziert, ein Schema basiert auf der Mineralogie des ternären Diagrams Melilith–Al-reicher Pyroxen–restliche Minerale. 3 CAI-Typen (A, B, C) werden in diesem Diagramm unterschieden. Eine andere Klassifikation richtet sich nach der Textur, z.B. feinkörnig, grobkörnig oder kompakt.

7.11 CAI Klassifikation – REE Muster

Ein CAI Klassifikationsschema sind deren SEE Muster. Sechs Gruppen werden unterschieden, und mit ›Gruppe I‹ bis ›Gruppe VI‹ durchnummeriert. Allerdings bezeichnet Gruppe IV Fe-Mg Objekte, und nicht CAIs. Daher unterscheidet dieses Schema nur 5 CAI Gruppen. Die sechste Gruppe wird ›ultrarefraktär‹ genannt. Alle Gruppen sind typischerweise 20xCI in den SEE angereichert. Drei der sechs Gruppen (I, II, VI) haben entweder positive oder negative Eu- und/oder Yb-Anomalie(n) – die beiden volatilsten SEE. Das SEE-Muster der Gruppe V ist flach und unfraktioniert. In der Gruppe II sowie derultrarefraktäre Gruppe sind die HREE generell gegenüber den LREE fraktioniert. Die ultrarefraktäre Gruppe ist außerdem sehr stark, um mehrere Größenordnungen an HREE angereichert. Die Muster der Gruppe II, sowie der ultrarefraktären Gruppe sind wohl nicht allein volatilitätskontrolliert, sondern auch Ergebnis von Mineralfraktionierungen. D.h., die einzelnen SEE verteilen sich unterschiedlich in Minerale, die dann zu unterschiedlichen Mengen in CAIs eingebaut werden. Die petrographischen CAI-Typen korrelieren nicht mit diesen SEE-Mustern.

Wie in etwa sehen SEE Muster in CAIs aus?

SEE sind meist >20-fach gegenüber CI Chondriten angereichert. Im Falle der Gruppe II und ultrarefraktären Muster sogar teils 1 bis 3 Größenordnungen. Die SEE Muster zeigen charakteristische Anreicherungen und Verarmungen in entweder volatilen Elemente wie Eu oder Yb, oder Anreicherungen und Verarmungen zwischen den HSEE und LSEE.

Welche Beziehungen bestehen zwischen manchen der SEE Muster in CAIs?

Manche Muster scheinen komplementär zueinander, so z.B. Gruppe III und VI Muster, die in den volatilen Eu und Yb entweder verarmt oder angereichert sind. Ähnliches ist zwischen Gruppe II und ultrarefraktären Mustern zu sehen, die in einmal in den LREE angereichert und den HREE verarmt sind, bzw. umgekehrt. In beiden Fällen besteht möglicherweise eine genetischer Zusammenhang zwischen den CAIs der respektiven Gruppen.

Wie viele CAI Gruppen werden durch deren SEE Muster definiert?

✗4

✗5

✓6

✗7

CAIs können über deren SEE Muster oder deren Petrographie klassifiziert werden, und bilden dabei in etwa dieselben Gruppen.

✗Wahr

✓Falsch

7.12 CAI Häufigkeiten

Ca,Al-reiche Einschlüsse (CAIs) sind eine Neben-Komponente mit etwa 0.2-3 vol% in kohligen Chondriten, und in der Regel weniger als 0.1 vol% in allen anderen Gruppen – mit Ausnahmen von vielleicht bis zu 1 vol%. Selbst in kohligen Chondriten sind die CAI-Häufigkeiten meist unter 1 vol%. Nur CV Chondrite haben vergleichsweise hohe CAI-Häufigkeiten, mit etwa 3-4 vol%. Dieses geringe Auftreten Häufigkeiten produziert Poisson-Verteilungen der CAI-Häufigkeiten. Das bedeutete, dass auf individuellen, kleinen Bereichen die CAI-Häufigkeiten sehr viel höher oder niedriger sein kann als im Chondrit-Mittel. Um genaue Häufigkeiten zu erhalten müssen daher ausreichend große Bereiche untersucht werden.

7.13 CAIs sind wahrscheinliche Xenolithe

Es ist möglich einen erwarteten Modalbestand an Ca,Al-reiche Einschlüsse (CAIs) zu berechnen, und diesen mit dem gemessenen Modalbestand von CAIs in einem bestimmten Chondriten zu vergleichen. Aus diesem Vergleich kann geschlossen werden, dass CAIs eine xenolithische Komponente sein müssen, d.h., diese haben sich nicht gemeinsam mit Chondren, Matrix und Opak-Phasen im gleichen Reservoir gebildet. Das ist ein weiterer Beleg, dass CAIs Xenolithe sind. Weiter kann aus dem oben angesprochenen Vergleich geschlossen werden dass die initialen Häufigkeiten refraktärer Elemente im Bildungsbereich der kohligen Chondrite ähnlich war im Bildungsbereich der gewöhnlichen Chondrite.

7.14 CAIs & AOAs sind beides Refraktäre Einschlüsse

Es gibt manchmal etwas Verwirrung darum, was refraktäre Einschlüsse (RI) sind. Natürlich gehören Ca,Al-reiche Einschlüsse (CAIs) zu den RI, und CAIs haben Häufigkeiten von etwa 0-3 vol%. Es gibt jedoch noch einen weiteren, häufigen Typ von RI, die amöboiden Olivin-Aggregate (AOAs). Die AOAs haben ebenfalls eine Kondensationssignatur, und obwohl sie primär aus Olivin bestehen, sind sie vermutlich ähnlich wie CAIs entstanden, und haben eine gewisse refraktäre Signatur. Die Häufigkeit der AOAs kann deutlich höher als die der CAIs sein, mit bis zu mehr als >5 vol%. Daher ist RI ein übergeordneter Begriff, der CAIs, AOAs, und weitere Neben-Komponenten umfasst, und daher kann die RI Häufigkeit eines Chondriten bis zu mehr als 10% betragen.