구립운석
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
구립운석은 약 45억 6천만 년 전 태양계 형성 초기에 먼지와 모래 입자가 뭉쳐 형성된 소행성에서 기원한 운석이다. 주요 구성 요소는 콘드룰, 내화성 개재물, 금속, 황화 광물, 기질 등으로, 콘드룰은 규산염 광물인 감람석과 휘석을 포함하는 구형 입자이다. 구립운석은 광물 조성, 화학 조성, 산소 동위원소 조성을 기준으로 엔스타타이트, 오디너리, 탄소질 콘드라이트 등으로 분류되며, 열 변성 및 수성 변질 정도에 따라 암석학적 유형으로 세분된다. 탄소질 콘드라이트에는 아미노산을 포함한 유기 화합물이 존재하여 생명 기원 연구에 중요한 자료로 활용된다.
더 읽어볼만한 페이지
- 행성지질학 - 충돌구
충돌구는 우주 물체가 행성 표면과 고속 충돌하여 만들어진 지형으로, 충돌체의 속도, 크기, 표면 구성에 따라 형태와 크기가 다양하며, 천체 표면 연대 추정과 초기 태양계 환경 연구에 중요한 자료를 제공한다. - 행성지질학 - 백반 (태양)
- 운석 - 유성체
유성체는 소행성보다 작고 원자보다 큰 행성간 공간을 이동하는 고체 물체로, 다양한 기원을 가지며 지구 대기권 진입 시 유성이 되고, 일부는 운석이 되기도 하며, 철, 석질, 석철질 등 다양한 성분으로 구성된다. - 운석 - 검은 돌
검은 돌은 이슬람교에서 숭배의 대상이 되는 카바의 동쪽 모서리에 위치한 조각난 돌로, 순례자들이 입을 맞추거나 만지며 경의를 표하는 대상이며, 기원은 정확히 밝혀지지 않았다.
| 구립운석 | |
|---|---|
| 일반 정보 | |
 | |
| 구성 유형 | 석질 |
| 구조 분류 | 해당 없음 |
| 모체 | 녹거나 행성 분화 과정을 겪을 만큼 크지 않은 소형에서 중형 크기의 소행성 |
| 구성 성분 | 해당 없음 |
| 암석학적 유형 | 3–6 |
| 표본 수 | 27,000개 이상 |
| 총 질량 | 해당 없음 |
| 개요 | |
| 어원 | 콘드룰 (chondrule) |
| 특징 | 둥근 입자 (콘드룰)를 포함하는 석질 운석 |
2. 기원 및 역사
콘드라이트는 약 45억 6천만 년 전, 원시 태양계 원반 내에서 먼지와 모래 입자들이 강착하여 형성된 소행성에서 기원한다.[6] 이 소행성은 용융과 행성 분화를 겪을 만큼 충분히 크지 않았던 중소형 천체였다. 납-납 연대 측정 결과, 콘드라이트의 나이는 약 45억 6,660만 ± 100만 년으로 추정되며,[6] 이는 다른 연대 측정 결과와도 일치한다. 콘드라이트 내 비휘발성 원소의 풍부도는 태양 대기 및 우리 은하의 다른 별에서 발견되는 것과 유사하여,[7] 이들이 태양계 형성 초기의 물질임을 시사한다.
콘드라이트의 주요 구성 요소는 콘드룰, 내화성 개재물(CAI), 금속(Fe-Ni), 황화 광물, 기질 등이다.
콘드라이트는 광물 조성,[14] 전체 화학 조성, 산소 동위원소 조성[15] 등을 기준으로 여러 그룹으로 분류된다. 콘드라이트는 풍화 작용[16] 및 충격[17] 정도에 따라서도 분류할 수 있다. 또한 열 변성이나 수성 변질 정도에 따라 석화 유형(1~7)으로 분류된다.[18]
콘드라이트 소행성은 내부 온도에 따라 용융되지는 않았지만, 상당수는 내부에서 열 변성 작용을 겪었다. 열원의 가장 유력한 원인은 새로 형성된 태양계에 존재했던 단수명 방사성 동위원소(반감기 수백만 년 미만)의 붕괴에서 나오는 에너지, 특히 26Al과 60Fe였지만, 소행성에 가해지는 충격으로 인해 열이 발생했을 수도 있다. 많은 콘드라이트 소행성은 암석 물질과 함께 얼음이 부착되어 상당량의 물을 함유하고 있었다.
많은 콘드라이트는 물이 소행성 내 암석과 반응하여 점토와 같은 수화 광물을 형성하는 '''수성 변질''' 작용을 겪었다. 또한, 모든 콘드라이트 소행성은 다른 소행성과의 충돌로 인해 충격 변성 작용을 겪었다. 이러한 사건은 단순한 압축에서부터 각력암 형성, 맥 형성, 국부 용융, 고압 광물 형성까지 다양한 영향을 미쳤다. 이러한 이차적인 열적, 수성, 충격 과정으로 인해 원래의 먼지, 콘드룰, 내화성 개재물을 그대로 보존하고 있는 콘드라이트는 드물다.
3. 주요 특징
콘드룰은 우주 공간에서 자유롭게 떠다니던 용융 또는 부분 용융 상태의 방울이 응축되어 형성된 밀리미터 크기의 구형 입자이다. 대부분의 콘드룰은 규산염 광물인 감람석과 휘석이 풍부하다.[11] 콘드룰은 뚜렷한 질감, 조성 및 광물학을 가지고 있으며, 그 기원은 여전히 논쟁의 대상이다.[11] 과학계는 일반적으로 이러한 구체가 태양계를 통과한 충격파의 작용에 의해 형성되었다는 것을 인정하지만, 이 충격파의 원인에 대해서는 거의 의견이 일치하지 않는다.[12] 2005년에 발표된 한 기사에서는 목성을 형성한 기체 디스크의 중력 불안정성이 초속 10 km 이상의 속도를 가진 충격파를 생성하여 연골이 형성되었다고 제안했다.[13]
내화성 개재물(CAI, Calcium-Aluminum-rich inclusion)은 태양계에서 형성된 가장 오래된 물질 중 하나이다.
콘드라이트의 기질은 미세 입자 먼지로 구성되며, 암석의 주된 부분을 이루거나 콘드룰 및 내화성 개재물 주위에 테두리 또는 외피를 형성한다. 콘드라이트에는 태양계 형성 이전의 물질인 '태양 전 입자'가 포함되어 있기도 하다.
4. 콘드라이트 분류
4. 1. 암석학적 분류
운석은 열 변성 또는 수성 변질 정도에 따라 석화 유형별로 분류되며, 이는 1에서 7 사이의 숫자로 지정된다.[14] 콘드룰이 변형되지 않은 운석은 "3"으로 지정된다. 숫자가 커질수록 열 변성이 증가하여 최대 7에서 콘드룰이 파괴된다. 3보다 작은 숫자는 물의 존재로 인해 콘드룰이 변한 운석에 부여되며, 1까지 내려갈수록 콘드룰이 파괴된다.[18]
반 슈머스와 우드가 1967년에 고안한 암석학적 유형 체계는 수성 변질(1~2 유형)과 열 변성 작용(3~6 유형)을 설명하는 두 가지 체계로 구성된다.[14]
일반 및 엔스타타이트 운석, R 및 CK 운석은 유형 3에서 6까지의 변성 범위를 보인다. CO 운석은 유형 3만 포함하며, 3.0에서 3.8까지의 암석학적 유형 범위를 가진다.
콘드룰의 특징에 따라 1에서 6(또는 7)으로 분류된다. 1은 콘드룰이 없고, 2는 있지만 드물게 존재한다. 3부터는 풍부하게 존재하지만, 5부터는 점차 불분명해진다. 이들은 열변성의 정도를 반영하는 것으로 생각된다. 1–3은 열변성을 받지 않았고, 4부터 증가함에 따라 강한 열변성을 받았다.
4. 2. 화학적 분류
운석은 광물 조성,[14] 전체 화학 조성, 산소 동위원소 조성[15]을 기준으로 약 15개의 뚜렷한 그룹으로 나뉜다.[18] 각 운석 그룹은 콘드룰, 내화성 포유물, 매트릭스(먼지) 및 기타 구성 요소의 독특한 혼합과 특징적인 입자 크기를 갖는다.
운석은 열 변성 또는 수성 변질 정도에 따라 석화 유형별로 분류할 수 있는데, 이는 1에서 7 사이의 숫자로 지정된다. "3"이 지정된 운석의 콘드룰은 변형되지 않았다. 숫자가 커질수록 최대 7까지 열 변성이 증가하며, 여기서 콘드룰은 파괴된다. 3보다 작은 숫자는 물의 존재로 인해 콘드룰이 변한 운석에 부여되며, 이 변형으로 인해 콘드룰이 파괴된 1까지 내려간다.
화학 조성을 기준으로 크게 엔스터타이트 콘드라이트, 오디너리 콘드라이트, 탄소질 콘드라이트로 나뉘며, 그 외에 카캉가리 콘드라이트, 룸루티아이트 콘드라이트 분류가 제안되기도 한다.[35]
| 유형 | 하위 유형 | 콘드룰 특징 등 | 그룹명[37] |
|---|---|---|---|
| 엔스터타이트 콘드라이트 | rowspan="5" | | 풍부 | E3, EH3, EL3 |
| 명료 | E4, EH4, EL4 | ||
| 다소 명료 | E5, EH5, EL5 | ||
| 불명료 | E6, EH6, EL6 | ||
| 용융 | E7, EH7, EL7 | ||
| 오디너리 콘드라이트 | H | 풍부 | H3-H3,9 |
| 명료 | H4 | ||
| 다소 명료 | H5 | ||
| 불명료 | H6 | ||
| 용융 | H7 | ||
| L | 풍부 | L3-L3,9 | |
| 명료 | L4 | ||
| 다소 명료 | L5 | ||
| 불명료 | L6 | ||
| 용융 | L7 | ||
| LL | 풍부 | LL3-LL3,9 | |
| 명료 | LL4 | ||
| 다소 명료 | LL5 | ||
| 불명료 | LL6 | ||
| 용융 | LL7 | ||
| 탄소질 콘드라이트[38] | 이부나 운석 (Ivuna) | 층상 규산염, 자철광 | CI |
| 미그헤이 운석 (Mighei) | 층상 규산염, 감람석 | CM1-CM2 | |
| 비가라노 운석 (Vigarano) | 철, 칼슘, 알루미늄이 풍부한 감람석 | CV2-CV3.3 | |
| 레나초 운석 (Renazzo) | 층상 규산염, 감람석, 휘석, 금속 | CR | |
| 오르난스 운석 (Ornans) | 감람석, 휘석, 금속, 칼슘, 알루미늄 | CO3-CO3.7 | |
| 카룬다 운석 (Karoonda) | 감람석, 칼슘, 알루미늄 | CK | |
| 벤커빈 운석 (Bencubbin) | 휘석, 금속 | CB | |
| High Iron | 휘석, 금속, 감람석 | CH | |
| 카캉가리 콘드라이트 | K | ||
| 룸루티아이트 콘드라이트 | 감람석, 휘석, 사장석, 황화물 | R |
4. 2. 1. 엔스타타이트 콘드라이트 (Enstatite Chondrite)
'''엔스타타이트 콘드라이트'''(E형 콘드라이트)는 지구에 떨어지는 콘드라이트의 약 2%를 차지하는 희귀한 형태의 운석이다.[19] 이름의 유래가 된 광물 엔스타타이트(MgSiO3)의 함량이 높다.[19]
E형 콘드라이트는 알려진 가장 화학적으로 환원된 암석 중 하나이며, 대부분의 철이 산화물 형태가 아닌 금속 또는 황화물의 형태로 존재한다. 이것은 이들이 산소가 부족한 지역, 아마도 수성의 궤도 내에서 형성되었음을 시사한다.[20]
화학 조성을 기준으로 엔스터타이트 콘드라이트, 오디너리 콘드라이트, 탄소질 콘드라이트가 있으며, 암석학적 분류는 3-6 (EH, EL)이다.
| 유형 | 하위 유형 | 콘드룰 특징 등 | 그룹명[37] |
|---|---|---|---|
| 엔스터타이트 콘드라이트 | style="background:#FFFFB3" | 풍부 | E3, EH3, EL3 | |
| 명료 | E4, EH4, EL4 | ||
| 다소 명료 | E5, EH5, EL5 | ||
| 불명료 | E6, EH6, EL6 | ||
| 용융 | E7, EH7, EL7 |
4. 2. 2. 오디너리 콘드라이트 (Ordinary Chondrite)
오디너리 콘드라이트는 지구에 떨어지는 가장 흔한 유형의 운석으로, 모든 운석의 약 80%와 콘드라이트의 90% 이상을 차지한다.[11] 이들은 풍부한 콘드룰, 희소한 기질(암석의 10–15%), 소수의 내화성 포유물, 그리고 다양한 양의 Fe–Ni 금속과 트로일라이트(FeS)를 포함한다. 콘드룰은 일반적으로 지름이 0.5~1mm이다. 오디너리 콘드라이트는 Si에 비해 Ca, Al, Ti, 희토류 원소와 같은 내화성 친석 원소의 고갈, 그리고 지구 암석에 비해 18O/16O에 대한 비정상적으로 높은 17O/16O 비율로 화학적으로 구분된다.대부분의 오디너리 콘드라이트는 모(母) 소행성에서 500°C 훨씬 넘는 온도에 도달하여 상당한 변성 작용을 겪었다. 이들은 금속량과 총 철 함량에 따라 세 그룹으로 나뉜다.
- H 콘드라이트는 총 철 함량이 높고 금속 Fe 함량이 높으며(질량 기준 15–20% Fe–Ni 금속[21]), L 및 LL 콘드라이트보다 작은 콘드룰을 가지고 있다. 이들은 브론자이트, 감람석, 휘석, 사장석, 금속 및 황화물로 구성되어 있으며, 오디너리 콘드라이트 낙하의 ~42%가 이 그룹에 속한다. ''(운석 낙하 통계 참조)''
- L 콘드라이트는 총 철 함량이 낮다(질량 기준 7–11% Fe–Ni 금속 포함). 오디너리 콘드라이트 낙하의 ~46%가 이 그룹에 속하며, 이는 지구에 떨어지는 가장 흔한 유형의 운석이다.
- LL 콘드라이트는 총 철 함량과 금속 함량이 낮다(질량 기준 3–5% Fe–Ni 금속이며, 이 중 2%는 금속 Fe이며 브론자이트, 올리고클레이스 및 감람석도 포함한다).[18] 오디너리 콘드라이트 낙하의 10개 중 1개만이 이 그룹에 속한다.
이 그룹의 예로는 NWA 869 운석이 있다.
| 유형 | 하위 유형 | 콘드룰 특징 등 | [37] |
|---|---|---|---|
| 오디너리 콘드라이트 | H | 풍부 | H3-H3,9 |
| 명료 | H4 | ||
| 다소 명료 | H5 | ||
| 불명료 | H6 | ||
| 용융 | H7 | ||
| L | 풍부 | L3-L3,9 | |
| 명료 | L4 | ||
| 다소 명료 | L5 | ||
| 불명료 | L6 | ||
| 용융 | L7 | ||
| LL | 풍부 | LL3-LL3,9 | |
| 명료 | LL4 | ||
| 다소 명료 | LL5 | ||
| 불명료 | LL6 | ||
| 용융 | LL7 |
오디너리 콘드라이트 (ordinary chondrite|오디너리 콘드라이트영어)는 가장 흔한 운석이다. 금속 철(철 원소가 아닌, 금속 상태의 철만)의 양에 따라 철이 많은 순서대로 H, L, LL(앙호테라이트)로 나뉜다. 암석학적 분류에서는 3–6이 된다.
4. 2. 3. 탄소질 콘드라이트 (Carbonaceous Chondrite)
탄소질 콘드라이트(C형 콘드라이트)는 지구에 떨어지는 콘드라이트의 5% 미만을 차지한다.[22] 이들은 아미노산을 포함한 탄소 화합물의 존재가 특징이며,[23] 휘발성 화합물의 비율이 가장 높아 모든 콘드라이트 중에서 태양에서 가장 멀리 떨어진 곳에서 형성된 것으로 여겨진다.[2] 물 또는 물에 의해 변형된 광물을 포함하고 있다는 점도 주요 특징 중 하나이다.탄소질 콘드라이트는 여러 그룹으로 나뉘지만, 대부분은 화학적, 동위원소적 특징으로 구분된다. 화학적으로는 Si에 비해 내화성 친석성 원소의 농축 정도가 다르며, 동위원소적으로는 지구 암석에 비해 18O/16O에 대한 17O/16O의 비가 특이하게 낮다. CH 그룹을 제외한 모든 탄소질 콘드라이트 그룹은 특징적인 표본의 이름을 따서 명명되었다.
| 그룹 | 콘드룰 특징 등 | 그룹명[37] |
|---|---|---|
| 이부나 운석 (Ivuna) | 필로규산염 광물, 자철광 | CI |
| 미그헤이 운석 (Mighei) | 필로규산염 광물, 감람석 | CM1-CM2 |
| 비가라노 운석 ( Vigarano) | 철, 칼슘, 알루미늄이 풍부한 감람석 | CV2-CV3.3 |
| 레나초 운석 ( Renazzo) | 필로규산염 광물, 감람석, 휘석, 금속 | CR |
| 오르난스 운석 ( Ornans) | 감람석, 휘석, 금속, 칼슘, 알루미늄 | CO3-CO3.7 |
| 카룬다 운석 ( Karoonda) | 감람석, 칼슘, 알루미늄 | CK |
| 벤커빈 운석 ( Bencubbin) | 휘석, 금속 | CB |
| High Iron | 휘석, 금속, 감람석 | CH |
- CI (이부나형) 콘드라이트: 콘드룰과 내화성 포유물을 전혀 포함하지 않으며, 모 암석에서 고도로 수성 변형을 겪은 미세 입자 물질로 거의 독점적으로 구성된다. 고도로 산화된 파쇄암으로, 풍부한 자철광과 황산염 광물을 포함하며 금속 Fe가 부족하다.
- CO (오르낭형) 및 CM (미그레이형) 콘드라이트: 직경이 0.1~0.3 mm인 매우 작은 콘드룰을 포함하는 두 개의 관련 그룹이다. 내화성 포유물은 상당히 풍부하며 콘드룰과 크기가 유사하다.
- CM 콘드라이트: 약 70%의 미세 입자 물질(매트릭스)로 구성되며 대부분 광범위한 수성 변형을 겪었다. 1969년 호주에서 떨어진, 연구가 많이 된 머치슨 운석이 이 그룹의 가장 잘 알려진 구성원이다.
- CO 콘드라이트: 매트릭스가 약 30%에 불과하며 수성 변형을 거의 겪지 않았다. 대부분 약간의 열 변성을 겪었다.
- CR (레나초형), CB (벤쿠빈형) 및 CH (고금속) 탄소질 콘드라이트: 화학적 및 산소 동위 원소 조성을 통해 관련이 있는 것으로 보이는 세 그룹이다. 모두 금속 Fe–Ni가 풍부하며 CH와 특히 CB 콘드라이트는 다른 모든 콘드라이트 그룹보다 금속의 비율이 더 높다.
- CR 콘드라이트: 보통 콘드라이트(약 1 mm)와 크기가 비슷한 콘드룰, 몇 안 되는 내화성 포유물, 암석의 거의 절반을 차지하는 매트릭스를 가지고 있다. 많은 CR 콘드라이트는 광범위한 수성 변형을 겪었지만 일부는 이 과정을 대부분 피했다.
- CH 콘드라이트: 전형적으로 직경이 약 0.02 mm(20 마이크로미터)에 불과한 매우 작은 콘드룰로 주목할 만하다. 또한 작은 비율의 작은 내화성 포유물이 있다. 먼지 물질은 진정한 매트릭스가 아닌 개별 클라스트로 발생한다. 휘발성 원소의 극심한 고갈을 특징으로 한다.
- CB 콘드라이트: 두 가지 유형으로 발생하며, 둘 다 휘발성 원소가 매우 고갈되고 금속이 풍부하다는 점에서 CH 콘드라이트와 유사하다.
- CBa(아그룹 a) 콘드라이트: 조립질로, 크고 종종 cm 크기의 콘드룰과 금속 입자가 있으며 내화성 포유물은 거의 없다. 콘드룰은 다른 대부분의 콘드라이트와 비교하여 특이한 질감을 가지고 있다.
- CBb(아그룹 b) 콘드라이트: 훨씬 작은 (mm 크기) 콘드룰을 포함하고 내화성 포유물을 포함한다.
- CV (비가라노형) 콘드라이트: mm 크기의 콘드룰과 암석의 약 절반을 차지하는 어두운 매트릭스에 설정된 풍부한 내화성 포유물로 특징지어진다. CV 콘드라이트는 cm 크기에 달하는 멋진 내화성 포유물로 유명하며, 한때 용융된 독특한 유형의 큰 포유물을 포함하는 유일한 그룹이다. 1969년 멕시코에서 떨어진 알렌데 운석은 가장 널리 분포되고 가장 잘 연구된 운석 중 하나이다.
- CK (카룬다형) 콘드라이트: CV 콘드라이트와 화학적, 질감이 유사하다. 그러나 CV보다 내화성 포유물이 훨씬 적고, 암석이 훨씬 더 산화되었으며, 대부분 상당한 양의 열 변성을 겪었다.
- CL (루나나형) 콘드라이트: 주로 콘드룰과 CAI이며, 매트릭스와 휘발성 물질이 그에 상응하게 낮고, 미량 원소는 CR과 유사하다. 트리플 산소 위치는 CV-CK 영역 근처에 있다.
- 그룹화되지 않은 탄소질 콘드라이트: 많은 콘드라이트는 탄소질 콘드라이트 종류의 명백한 구성원이지만, 어떤 그룹에도 맞지 않는다. 여기에는 2000년 캐나다에서 떨어진 태기시 호수 운석, CM 및 CO 그룹과 특성을 공유하는 극도로 원시적인 콘드라이트인 Acfer 094 등이 있다.
탄소질 콘드라이트는 열변성을 거의 보이지 않으며, 시원적인 모천체에서 유래된 것으로 보인다. 암석학적 분류는 1–6으로 폭이 넓으며, 열변성이 적은 1–2 운석은 모두 탄소질 콘드라이트이다. 탄소 함유 비율이 높고, 탄화물이나 유기 화합물을 포함한다. 또한 사문석 등 함수 광물이 많아 매우 무르다.
4. 2. 4. 카캉가리 콘드라이트 (Kakangari Chondrite)
카캉가리, LEW 87232, 리아 Co. 002 세 콘드라이트는 카캉가리형이라고 알려진 K 그룹을 형성한다.[24] 이들은 많은 양의 먼지 매트릭스, 탄소질 콘드라이트와 유사한 산소 동위원소 조성, 고도로 환원된 광물 조성, 엔스터타이트 콘드라이트와 가장 유사한 높은 금속 함량(부피의 6%에서 10%), 오디너리 콘드라이트와 가장 유사한 난반사 친석원소의 농도를 특징으로 한다.[24]다른 많은 특징들은 O, E 및 C 콘드라이트와 유사하다.[25]
화학 조성을 기준으로 엔스터타이트 콘드라이트, 오디너리 콘드라이트, 탄소질 콘드라이트가 주로 있으며, 여기에 속하지 않는 카캉가리 콘드라이트, 룸루티아이트 콘드라이트 분류가 제안되었다.[35]
4. 2. 5. 룸루티아이트 콘드라이트 (Rumurutiite Chondrite)
룸루티아이트(R)형 콘드라이트는 매우 희귀한 그룹으로, 기록된 900개에 달하는 콘드라이트 낙하 중 단 한 번만 기록되었다.[26] 이들은 오디너리 콘드라이트와 여러 가지 유사한 특징을 가지고 있다. 유사한 유형의 콘드룰, 소수의 내화성 포유물, 대부분의 원소에 대한 유사한 화학적 조성, 그리고 17O/16O 비율이 지구 암석에 비해 비정상적으로 높다는 사실 등이 그것이다.[26] 그러나 R 콘드라이트는 먼지가 많은 매트릭스 물질(암석의 약 50%)을 훨씬 더 많이 가지고 있으며, 금속 Fe-Ni를 거의 포함하지 않을 정도로 산화도가 훨씬 높으며, 17O의 농축이 일반 콘드라이트보다 높다.[26] R 콘드라이트에 포함된 금속의 거의 전부가 산화되었거나 황화물의 형태로 존재한다.[26] E 콘드라이트보다 적은 수의 콘드룰을 포함하고 있으며, 레골리스로 추정된다.[26] 룸루티아이트 콘드라이트는 철의 대부분이 산화되어 있으며, 암석학적 분류는 3-6이다.5. 물의 존재
이러한 운석들은 물을 함유하거나, 물에 의해 변질된 광물을 함유하고 있다. 이는 이러한 운석이 기원한 소행성에 물이 존재했다는 증거가 된다. 태양계 초기에 물은 얼음 형태로 존재했을 것이고, 소행성이 형성된 지 수백만 년 후에 얼음이 녹아 액체 상태의 물이 올리빈과 휘석과 반응하여 변질시켰을 것이다. 소행성에 강이나 호수가 형성되었을 가능성은 낮았을 것으로 생각되는데, 이는 물이 지구의 대수층에서 일어나는 것처럼 내부로 침투할 수 있을 정도로 충분히 다공성이었기 때문이다.[28]
지구에 존재하는 물의 일부는 혜성과 탄소질 콘드라이트가 지구 표면에 충돌하면서 유입되었을 가능성이 있다고 생각된다.[29][30]
6. 생명 기원과의 관련성
탄소질 콘드라이트는 다양한 유기 화합물을 포함하고 있어 생명 기원 연구에 중요한 단서를 제공한다. 탄소질 콘드라이트에 포함된 유기 화합물의 일부는 성간 공간에서, 나머지는 소행성 내에서 생성된 것으로 추정된다. 이러한 조건은 지구에서 생명체의 기원을 일으킨 사건과 유사할 수 있다.[32]
탄소질 콘드라이트에는 600개 이상의 유기 화합물이 포함되어 있는데, 이들은 서로 다른 장소와 시간에 합성되었다. 이러한 유기 화합물에는 탄화수소, 카복실산, 알코올, 케톤, 알데히드, 아민, 아미드, 술폰산, 포스폰산, 아미노산, 질소 염기 등이 있다.[31] 아미노산은 액체 상태의 물이 있는 상태에서 탄화수소와 탄산암모늄의 방사선 분해에 의해 소행성 표면 근처에서 합성되었을 가능성이 제기되었다. 또한, 탄화수소는 피셔-트롭슈 공정과 유사한 과정을 통해 소행성 내부 깊숙한 곳에서 형성되었을 수 있다.[32]
머치슨 운석은 대표적인 탄소질 콘드라이트(CM2)로, 다양한 아미노산을 포함하고 있어 심층적으로 연구되었다. 1969년 호주 머치슨 마을 근처에 떨어진 이 운석에서는 글리신, 알라닌, 글루탐산과 같은 일반적인 아미노산과 이소발린 및 유사-로이신과 같은 덜 일반적인 아미노산이 발견되었다.[33]
1992년과 1995년 남극에서 수집된 두 운석에서는 아미노산이 180 ppm(백만 분율)과 249 ppm의 높은 농도로 발견되었는데, 이는 탄소질 콘드라이트가 일반적으로 15 ppm 이하의 농도를 갖는 것과 비교된다. 이는 태양계 내 유기 물질이 이전에 생각했던 것보다 더 풍부할 수 있으며, 원시 수프에 존재하는 유기 화합물이 외계 기원을 가졌을 수 있다는 생각을 뒷받침한다.[34]
참조
[1]
웹사이트
2.2 La composición de la Tierra: el modelo condrítico in Planetología. Universidad Complutense de Madrid
http://www.ucm.es/in[...]
2012-05-19
[2]
웹사이트
Meteoroides y Meteoritos
http://www.solarview[...]
2009-04-18
[3]
논문
Meteorites for the Sahara: Find locations, shock classification, degree of weathering and pairing
[4]
웹사이트
Pistas químicas apuntan a un origen de polvo para los planetas terrestres
http://axxon.com.ar/[...]
2009-05-11
[5]
서적
El sistema solar: Nuestro pequeño rincón en la vía láctea
Universitat Jaume I
2020-10-30
[6]
논문
Pb isotopic age of the Allende chondrules
http://digitalcommon[...]
2009-07-13
[7]
논문
Chondritic Meteorites and the Solar Nebula
[8]
웹사이트
Bjurböle; Meteoritical Bulletin Database. The Meteoritical Society
http://www.lpi.usra.[...]
2013-03-06
[9]
웹사이트
Grassland; Meteoritical Bulletin Database. The Meteoritical Society
http://www.lpi.usra.[...]
2013-03-06
[10]
웹사이트
NWA 10499; Meteoritical Bulletin Database. The Meteoritical Society
https://www.lpi.usra[...]
2024-04-20
[11]
논문
Mineralogía, texturas y cosmoquímica de cóndrulos RP y PO en la condrita Reliegos L5 (León, España)
[12]
웹사이트
¿Cocinó Júpiter a los meteoritos?
https://archive.toda[...]
2005-03-18
[13]
논문
Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation
[14]
논문
A chemical-petrologic classification for the chondritic meteorites
[15]
간행물
Oxygen Isotope Classification of Carbonaceous Chondrites
[16]
간행물
A Weathering Scale for the Ordinary Chondrites
1993-07
[17]
논문
Shock metamorphism of ordinary chondrites
1991-12
[18]
웹사이트
Types of Meteorites
http://www.meteorite[...]
2009-04-18
[19]
문서
Field Guide to Meteors and Meteorites
Springer-Verlag
[20]
웹사이트
Meteorlab
https://web.archive.[...]
2009-04-22
[21]
웹사이트
metal, iron, & nickel in meteorites 1
https://web.archive.[...]
Washington University in St. Louis
2010-07-01
[22]
웹사이트
carbonaceous chondrite
http://www.daviddarl[...]
2009-04-26
[23]
논문
Extra-terrestrial amino acids identified in metal-rich CH and CB carbonaceous chondrites from Antarctica
2013-03
[24]
논문
Yes, Kakangari is a unique chondrite
[25]
논문
The K (Kakangari) chondrite grouplet
[26]
웹사이트
R Group (Rumurutiites)
https://archive.toda[...]
2009-04-28
[27]
문서
Encyclopedia of Astronomy & Astrophysics
IOP Publishing, Ltd.
[28]
웹사이트
Asteroid Geology: Water
https://archive.toda[...]
Meteorite Museum. University of New Mexico. Institute of Meteoritics
2009-04-28
[29]
논문
Where did Earth's water come from?
https://web.archive.[...]
2013-03-24
[30]
논문
Woher kommt das Wasser der Erde? – Urgaswolke oder Meteoriten
[31]
논문
Moléculas orgánicas en el sistema solar: ¿dónde y cómo encontrarlas?
[32]
논문
Carbonaceous chondrites and the origin of life
[33]
논문
Evidence for extraterrestrial amino-acids and hydrocarbons in the Murchison meteorite
http://chemport.cas.[...]
2013-03-24
[34]
웹사이트
Meteorites a Rich Source for Primordial Soup
https://web.archive.[...]
2009-04-30
[35]
웹사이트
Types of Meteorites
http://www.meteorite[...]
2009-04-18
[36]
논문
Systematics and Evaluation of Meteorite Classification
Univ. Arizona press
2006
[37]
문서
[38]
문서
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com