Na długo nim powstały Ziemia i pozostałe planety, Układ Słoneczny składał się z protogwiazdy zanurzonej w ogromnym, gęstym obłoku gazów i pyłu (głównie krzemianowego i metalowego). To początkowe stadium nazywamy mgławicą protosłoneczną (protosolar nebula, PSN). Z biegiem czasu pod wpływem grawitacji ziarna pyłu zaczęły podlegać akrecji, zlepiając się w większe agregaty, stopniowo były stapiane (w temperaturach rzędu 1400^oC) i schładzane przez fale termiczne wstrząsające formującym się układem planetarnym. Powstałe w wyniku tych procesów małe szkliste kuleczki (krople materii krzemianowej) nazywamy chondrami. Nazwę chondra wprowadził w XIX wieku do nauki angielski geolog Henry C. Sorby, zaobserwował on w meteorytach małe kuliste obiekty/ziarna i nazwał je – chondry od greckiego słowa chondros (χονδροσ) – ziarno, zarodek.

Chondry składają się ze stopionego szkliwa, ziaren minerałów i stopu Fe-Ni. Główne składniki to przede wszystkim krzemiany, ziarna oliwinu ((Mg,Fe)₂SiO₄) i ubogiego w wapń piroksenu ((Fe,Mg)Si₂O₆) tkwiących w plagioklazowym szkliwie plutonicznym. Różnorodność tekstur chondr, obecność plutonicznego szkliwa oraz wysoka zawartość umiarkowanie lotnych pierwiastków oznacza, że pierwotne chondry zostały stopione w ciągu kilku minut w temperaturze rzędu 1250–1550^oC i uległy bardzo szybkiemu ochłodzeniu w tempie od kilku do kilku tysięcy stopni na godzinę [Hutchison 2006]. Zachodzące wówczas wahania temperatury i gęstości oraz położenie w stosunku do protogwiazdy, formowały skład i budowę chondr. Dokładne procesy, które doprowadziły do powstania chondr są do dziś niejasne, a wiele hipotez wyjaśnia tylko niektóre z ich własności. Nie istnieje jedna uniwersalna hipoteza, która wyjaśniałaby wszystkie cechy chondr obserwowanych dziś w chondrytach. Różny stopień przetopienia i skład chemiczny wskazują, że proces powstawania chondr miał miejsce w całym obłoku protogwiazdy, od rejonów blisko centrum – o wysokich temperaturach i uboższych w gazy, po zewnętrzne rejony – zimne i „zanieczyszczone” molekułami związków węgla z obłoków międzygwiezdnych. Wiek chondr wyliczany na ~4,56 mld lat (są 2–3 mln lat młodsze od inkluzji CAI), przemawia za ich powstaniem w początkowej fazie formowania się Układu Słonecznego i jest argumentem zaprzeczającym ich powstaniu na powierzchniach innych ciał.

Gao-Guenie

  Z czasem większość cząstek gazu, pyłu, ziaren minerałów i żelaza oraz chondry, zaczęły zlepiać się w większe ciała – planetozymale o rozmiarach od kilku metrów do kilku kilometrów. Dalsze procesy zderzeń formowały coraz większe ciała – asteroidy, planetoidy i protoplanety. Proces powstawania chondr był prawdopodobnie bardzo wydajny i przyjmuje się, że wszystkie skaliste planety Układu Słonecznego powstały z planetozymali zbudowanych z chondr! Pozostałe planetozymale, które nie weszły w skład większych ciał były zbyt małe, aby wewnętrzne ciśnienie i ciepło z rozpadu pierwiastków promieniotwórczych ogrzało je ponownie na tyle, aby zaszło przetopienie minerałów. Te pozostałe planetozymale są dziś ciałami macierzystymi chondrytów, materiał z którego się formowały (różnice mineralne), miejsce i warunki w których się formowały (skład chemiczny, temperatury i ciśnienia) pozwalają wyróżniać trzy podstawowe typy ciał będących źródłem chondrytów zwyczajnych, chondrytów enstatytowych i węglistych. {link: hipotezy powstania chondr}

  Chondry są charakterystycznym składnikiem chondrytów (z wyjątkiem chondrytów węglistych typu CI). Chondry mają kulisty (kroplowaty) kształt, zbudowane są z ziaren, blaszek lub pręcików oliwinów i/lub piroksenów, często ułożonych równolegle lub promieniście z małym udziałem szkliwa i stopu Fe-Ni, również często są otoczone obwódką (krzemianów lub siarczku żelaza). Mianem chondr określa się również owalne agregaty minerałów o budowie porfirowej.

Więcej → Minerals; → inne ciekawe struktury chondrytów.

Ilość chondr

NWA 5929 „Kruszonka”

Ich ilość może dochodzić do 80% całej objętości meteorytu. Największy udział procentowy chondr w całkowitej objętości meteorytu występuje u chondrytów zwyczajnych, średnio 65–75vol.%; drugie w liczebności chondr są chondryty węgliste typu CV3 o średnim udziale 35–45vol.%. Jako tło tej strony jest umieszczony fragment płytki cienkiej chondrytu NWA 5479 (L3), widać na niej jak duży może być udział chondr w ogólnej masie meteorytu.

Wielkość chondr

Chondry są wielkości od ułamka do kilku milimetrów (najczęściej 0,5–2 mm, ale >1 mm są rzadkie). Ich średni rozmiar u chondrytów zwyczajnych wynosi ~0,45 mm. Chondryty typu R (rumurutity) mają chondry o średnim rozmiarze 0,4 mm. W chondrytach enstatytowych typ EH ma mniejsze chondry od chondr w typie EL. Najbardziej zróżnicowane pod względem średniej wielkości chondr są chondryty węgliste; w kolejności rosnących rozmiarów chondr: CO, CM, CR, CK i CV. Fotografia płytki cienkiej chondrytu NWA 2385 (L3.8) ilustruje zróżnicowanie rozmiarów chondr w obrębie jednego meteorytu.

O największych obserwowanych chondrach („macrochondrules”) traktuje artykuł Bridgesa i Hutchisona [Bridges+ 1997]. Badali oni największe obserwowane w chondrytach chondry i jednorodne, duże inkluzje. W meteorycie Parnallee* (LL3.6) stwierdzili oni największy udział dużych chondr spośród przebadanych przez nich meteorytów. Nie stwierdzili zasadniczych różnic w udziale dużych chondr w zależności od typu petrologicznego (od 3 do 6). W chondrytach zwyczajnych typu H udział dużych chondr jest mniejszy niż w typach L i LL.

Więcej → Galeria fotografii dużych chondr –„megachondry”.

Lepiszcze (mezostazis, mesostasis)

Lepiszcze (spoiwo) chondr (mezostazis, mesostasis). Pierwotne lepiszcze (mezostazis) wiążące w chondrach fenokryształy (oliwinu i piroksenu) jest szkliwem krzemianowym o zawartości SiO₂ 45–74% z negatywnie skorelowanymi domieszkami CaO, Al₂O₃ i TiO₂ (tzn. ich udział spada ze wzrostem udziału krzemionki). Pozytywnie skorelowane domieszki z krzemionką to Na₂O i FeO. Często występuje również P₂O₅ (do 3,5%).

  W wyniku dalszego metamorfizmu na ciałach macierzystych chondrytów doszło, w większości przypadków, do rekrystalizacji lepiszcza. Dominujące rekrystalizowane składniki to plagioklazy, bogate w fajalit oliwiny i bogate w wapń pirokseny. Akcesorycznie w lepiszczu występują jeszcze: chromit, apatyt, kamacyt, taenit i troilit. Więcej → Minerals.

Matriks (matrix)

Matriks (matrix) spajające chondry w chondrytach. Matriks stanowi istotny składnik w objętości chondrytów, jego udział wynosi od kilku do kilkudziesięciu procent objętości. Jest on lepiszczem scalającym chondry, inkluzje stopu Fe-Ni, siarczki (przede wszystkim troilit), fosforki, klasty skał plutonicznych i inne składniki chondrytów. Pierwotny matriks składa się z ziaren krzemianów i szkliwa o rozmiarach mniejszych niż 10 μm skondensowanych w protoplanetarnym dysku oraz z fragmentów rozbitych chondr. Są to przede wszystkim pokruszone ziarna niezrównoważonych oliwinów o zmiennej zawartości forsterytu (Fo_9–99), piroksenu (En_99–70) i szkliwa o składzie plagioklazu. W matriks chondrytów o niskich typach petrologicznych 3.0–3.8 (słabo zmetamorfizowanych) można również znaleźć ziarna pyłu międzygwiezdnego i ziarna przedsolarne!

  Późniejszy metamorfizm progresywny przyczynił się do rekrystalizacji matriks, którego ziarna w chondrytach o wysokim typie petrologicznym mogą dorównywać rozmiarami niektórym chondrom! Pojawiają się również takie fazy mineralne jak: fosforany, bogate w albit plagioklazy, bogate w wapń pirokseny i magnetyt. Dodatkowo w niezrównoważonych chondrytach typu 3.0–3.1, w wyniku metamorfizmu progresywnego, pojawiają się minerały ilaste, pentlandty i awaruit. Skład minerałów matriks uległ w wyniku metamorfizmu progresywnego zrównoważeniu i ujednoliceniu.

Klasyfikacja chondr

Mount Tazerzait

Tak, jak nie ma dwóch identycznych płatków śniegu, tak nie ma dwóch identycznych chondr, ale podobieństwo procesów w których powstały pozwala na ich podział ze względu na wygląd i skład. Pierwszą klasyfikację chondr opartą na ich teksturze opracował Tschermak w 1885 roku, zmodyfikowana przez Goodinga i Keila w 1981 [Gooding+ 1981] roku jest z powodzeniem stosowana do dziś. Druga metoda klasyfikacji, chemiczna, oparta na zawartości fajalitu w oliwinie i ferrosylitu w piroksenach, została opracowana przez Wooda i McSweana. Silna korelacja składu chemicznego chondr z ich teksturą powoduje, że obie klasyfikacje są stosowane równolegle.

  Badając skład i teksturę chondr pod mikroskopem petrograficznym (polaryzacyjnym) wyróżniono 7 podstawowych typów chondr (wyróżnia się dodatkowo jeszcze chondry reliktowe, „szkliste”, bogate w Al, bogate w Cr, bogate w szkliwo, poikilitowe). Pierwszy podział następuje ze względu na formę i wielkość kryształów, wyróżniamy trzy grupy: chondry porfirowe, nieporfirowe i pozostałe. Podział ten został zapożyczony z opisu skał magmowych i opiera się na dwóch różnych stadiach ochładzania się magmy.

  Podczas pierwszego powolnego stygnięcia magmy formują się duże fenokryształy, w drugiej fazie mieszają się one z jeszcze płynną masą. Chondry porfirowe powstały właśnie z połączenia wykształconych kryształów i jeszcze ciekłej masy, czyli w fazie formowania się chondry była ona tylko częściowo przetopiona (pojedyncze heterogeniczne jądra krystalizacji przetrwały topienie materiału wyjściowego) lub nawet składała się tylko z drobnych ziaren.

  Chondry nieporfirowe formowały się z całkowicie ciekłej masy (=płynnej kropli krzemianowej). Chondry belkowe (BO) i radialne (RP) powstały, gdy stopione krople podgrzane powyżej liquidus (punktu upłynnienia) utraciły większość jąder krystalizacji, a późniejsza nukleacja nastąpiła w wyniku obsiewania kropel uderzającymi ziarnami pyłu.

Podział chondr

Podział chondr [Hutchison 2006], [Norton 2002]

Klasyfikacja chemiczna chondr oparta na zawartości FeO w chondrach [Hutchison 2006]

W klasyfikacji chemicznej do typów teksturalnych dołącza się jeszcze podział na chondry bogate i ubogie w żelazo na drugim stopniu utleniania (Fe²⁺), odpowiednio: ubogie w FeO typu I (type-I, FeO-poor, reduced) i bogate w FeO typu II (type-II, FeO-rich, oxidized). Chondry typu I są generalnie bogatsze w metal i siarczki niż bardziej utlenione chondry typu II oraz szkliwo lub mikrokrystaliczne mezostazis  w nich jest bardziej klarowne, czyste (clear). Typy I i II dzieli się jeszcze na podkategorie A, B i AB, odpowiednio: A – ubogie w krzemionkę (silica-poor), B – bogate w krzemionkę (silica-rich) i AB – pośrednie (intermediate).

Proporcje oliwinów do piroksenów w poszczególnych typach chondr [Hutchison 2006]

Galerie i charakterystyki chondr

Poniższy opis dotyczy wyglądu chondr na płytkach cienkich w mikroskopie polaryzacyjnym w świetle przechodzącym nie- i spolaryzowanym. Jak zmieniają się barwy interferencyjne minerałów, można zobaczyć na przykładzie NWA 2868. Przy równoległych nikolach wszystkie przezroczyste minerały w płytce cienkiej mają jednakową lekko żółtawą barwę. W miarę krzyżowania nikoli zaczynają one przybierać właściwe im barwy. Najbarwniejsze i najefektowniejsze są oliwiny.

  Dołączyłem (za zgodą właścicieli zdjęć) obrazy, jak wyglądają chondry w świetle odbitym. Z takimi obrazami mamy najczęściej do czynienia oglądając szlify (zgłady) meteorytów pod lupą. Część typów chondr daje się rozpoznać już tak prostą metodą, są to chondry typu BO i RP. Nie ma w zasadzie możliwości rozpoznania typów chondr porfirowych, gdyż nie można rozróżnić w świetle odbitym kryształów oliwinu i piroksenu. Rewelacyjne zdjęcia zgładów meteorytów w świetle odbitym pochodzą od Toma Philipsa.

(Jeśli Java-skrypt wczytuje się źle lub wcale, można wszystkie fotki obejrzeć w [Galeriach...])

Fotografie chondr w świetle spolaryzowanym pochodzą ze stron (za zgodą ich właścicieli; with permission):
Anne Black (AB) © www.impactika.com,
Jeffa Rowella (JR) © www.thinsections.ca
i Johna Kashuby (JK) © johnkashuba.com

Fotografie chondr w świetle odbitym pochodzą od (za zgodą ich właścicieli; with permission):
Tomek „Świetlik” Jakubowski (TJ) © www.collectingmeteorites.com,
Tom Phillips (Microscopic Meteorite Gallery) (TP) © www.meteorite.com/meteorite-gallery/.

Część materiału pochodzi od prof. Łukasza Karwowskiego (ŁK) z Uniwersytetu Śląskiego.

Zobacz również

• Galerie chondr porfirowych – PO  |  POP  |  PP

• Galerie chondr nieporfirowych – RP  |  BO  |  C

• Chondry typu – GOP  |  G  |  inne

• Inne cechy chondr

• „Megachondry”

Grupa 1 – chondry porfirowe (porphyritic)

Chondry porfirowe (porphyritic). Są najpopularniejszą grupą chondr (>80%, a w chondrytach o wysokim typie petrologicznym mogą stanowić nawet 100% wszystkich chondr). W niezrównoważonych chondrytach zwyczajnych typu 3 wyróżnia się jeszcze dwa warianty chondr: typ I ubogie w tlenki żelaza (zredukowane, type-I, FeO-poor, reduced) i typ II bogate w tlenki żelaza (utlenione, type-II, FeO-rich, oxidized). Rozpoznać można je po udziale, odpowiednio, fajalitu w oliwinach i ferrosilitu w piroksenach. Typ II jest bardziej rozpowszechniony.

PO – porfirowa oliwinowa (porphyritic olivine)

Porfirowa oliwinowa (porphyritic olivine); typu I i II. Chondry oliwinowe porfirowe składają się z chaotycznie rozmieszczonych kryształów oliwinu w szklistym lub drobnokrystalicznym mezostazis. Stosunek oliwinu do piroksenu jest większy niż 10:1. Kryształy oliwinów są od euhedralnych (dobrze wykształcone, własnopostaciowe, ich wzrost nie był zakłócony przez inne kryształy) [czytaj → więcej...] do postaci anhedralnej, występują również często kryształy zniekształcone, spenetrowane przez inne kryształy lub ziarna metalu.

  Typowe chondry typu I (ubogie w FeO, type-I, FeO-poor) mają dużo małych anhedralnych fenokryształów.

  Chondry typu II (bogate w FeO, type-II, FeO-rich) mają duże euhedralne [czytaj → więcej...] i subhedralne kryształy osadzone w ciemnym drobnokrystalicznym mezostazis.

  W świetle skrzyżowanych polaryzatorów oliwiny mają żywe barwy drugiego i trzeciego stopnia. Czasami w świetle spolaryzowanym widać otoczki wokół kryształów (tak oliwinów jak i piroksenów) lub wyraźną strefowość, jest to spowodowane wzrastającą zawartością FeO od środka do brzegu kryształu spowodowane zmianą składu w wyniku reakcji z otaczającym medium. W oliwinach nie obserwujemy rozszczepień i zbliźniaczeń, natomiast często występują drobne losowo przebiegające pęknięcia (oliwin ma słabą łupliwość w przeciwieństwie do piroksenu, w którym często widać charakterystyczne zbiory równoległych linii). Mezostazis jest „czystym szkliwem” jawiącym się jako ciemne (izotropowy) przy skrzyżowanych nikolach i jasno brązowe przy równoległych. Często chondry PO posiadają otoczki z siarczku żelaza.

Więcej: → Galeria chondr PO; → Glossary

PP – porfirowa piroksenowa (porphyritic pyroxene)

Porfirowa piroksenowa (porphyritic pyroxene); typu I i II. Porfirowe chondry piroksenowe składają się z chaotycznie rozmieszczonych kryształów piroksenu w szklistym lub drobnokrystalicznym mezostazis. Stosunek oliwinu do piroksenu jest mniejszy niż 1:10. Kryształy piroksenowe są łatwo rozpoznawalne, gdyż ich barwy nie są intensywne, zwykle szarawe w świetle skrzyżowanych polaryzatorów. Równie charakterystyczne dla obrazów kryształów piroksenu jest to, że często są one poprzecinane zbiorami równoległych linii, jest to efekt łatwej łupliwości kryształów piroksenu. Enstatyt i klinoenstatyt mają podobną barwę, ale klinoenstatyt odróżnia się zbliźniaczeniami i skośnym wygaszaniem. Zbliźniaczenia w klinoenstatycie widoczne są jako równoległe, cienkie, na przemian jasne i ciemne szare pasy widoczne przy XP (=przy skrzyżowanych polaryzatorach). Spotyka się również często małe kryształy oliwinu „zanurzone” w kryształach piroksenu, taką teksturę nazywa się poikilitową (poikilitic) [czytaj → więcej...] i jest ona charakterystyczna dla chondr PP typu I. Natomiast w typie II kryształy piroksenu są dużo większe od oliwinowych i są gęsto upakowane w chondrze. Często posiadają otoczki z siarczku żelaza.

  Chondry PP typu I (ubogie w FeO, type-I, FeO-poor) mają mniejsze niż w typie II ziarna piroksenu. Czasami zawierają małe inkluzje oliwinu o strukturze poikilitowej, czy też reliktowe ziarna oliwinu.

  Chondry PP typu II (bogate w FeO, type-I, FeO-rich) składają się z dużych, gęsto upakowanych ziaren piroksenu.

Więcej → Galeria chondr PP

POP – porfirowa oliwinowo-piroksenowa (porphyritic olivine-pyroxene)

Porfirowa oliwinowo-piroksenowa (porphyritic olivine-pyroxene); typu I i II. Chondry typu POP są najliczniejszą grupą wśród chondr porfirowych (praktycznie połowa wszystkich chondr jest tego typu). Stosunek oliwinu do piroksenu zawiera się w przedziale 0,1 do 10. Składają się z mieszaniny chaotycznie rozmieszczonych kryształów oliwinu i piroksenu (klinoenstatytu) w szklistym mezostazis. Ich wnętrze składa się z małych oliwinowych ziaren z otoczkami ułożonych pomiędzy większymi ziarnami piroksenu mających często kształt wydłużony, listewkowy. Taka tekstura stwarza szereg możliwości różnych wariantów i jest trudna w interpretacji. Jest sprawą subiektywną ocena (podział) czy mamy jeszcze do czynienia z chondrą typu POP, czy już z typem GOP, od którego POP różną się tylko wielkością ziaren. Występują również chondry typu POP pozbawione praktycznie mezostazis, w tym wypadku głównym składnikiem jest piroksen na tle którego występuje dużo małych ziaren oliwinu – jest to odmiana poikilitowa (poikilitic) [czytaj → więcej...] chondr POP. Często chondry POP posiadają otoczki z siarczku żelaza.

  Chondry POP typu I (ubogie w FeO, type-I, FeO-poor) składają się z małych ziaren oliwinu zanurzonych w większych ziarnach piroksenu i mają postać poikilitową.

  Natomiast chondry typu II (bogate w FeO, type-II, FeO-rich) to zwykle duże kryształy lub belki oliwinu oraz fenokryształy piroksenu mniejsze lub podobnej wielkości co oliwinowe.

Więcej → Galeria chondr POP

Obrazy chondr porfirowych PO, PP, POP w świetle odbitym.

Więcej → Galeria chondr porfirowych

Grupa 2 – chondry nieporfirowe (nonporphyritic)

Chondry nieporfirowe (nonporphyritic). Stanowią zwykle mniej niż 20% populacji chondr. Chondry z tej grupy formowały się z całkowicie stopionej kropli materii. Kondensująca mgławica drobin mineralnego puchu („fluffy”) będącego submikroskopowymi ziarnami minerałów, pod wpływem nagłego ogrzania, uformowała małe ciekłe krople (kuleczki), które następnie wykrystalizowały w trakcie nagłego schłodzenia w sferyczne chondry. W wyniku takiego procesu powstały radialne chondry piroksenowe (RP), belkowe chondry oliwinowe (BO) i chondry skrytokrystaliczne (C). Ich wygląd jest wyraźny i są łatwe w rozpoznaniu pod mikroskopem. Chondry nieporfirowe stanowią tylko kilkanaście procent wszystkich typów chondr.

RP – promienista piroksenowa (radial pyroxene)

Promienista piroksenowa (radial pyroxene). Blisko połowę chondr nieporfirowych stanowią radialne chondry piroksenowe. Stosunek oliwinu do piroksenu jest mniejszy niż 1:10. Mają one postać wachlarzowato (fan-like) (promieniście) rozmieszczonych bardzo cienkich włókien (fibers) lub listewek (laths) kryształów ubogiego w wapń ortopiroksenu (bronzytu) rozchodzących się promieniście z punktu na brzegu chondry (takich punktów może być więcej i wtedy mamy wiele wachlarzy wypełniających chondrę). W wielu wypadkach listewki są tak cienkie (1–10 μm), że nie można ich praktycznie rozróżnić w mikroskopie świetlnym. W świetle spolaryzowanym widoczne pociemnienie w piroksenie przemieszcza się wewnątrz chondry w trakcie obracania płytki cienkiej. Czasami, zwłaszcza w typach petrologicznych 4 i 5, chondra nie jest owalna lecz bardziej przypomina muszlę, co jest wynikiem chemicznego wietrzenia. Spokrewnione z chondrami typu RP są chondry z promieniście układającymi się dużymi płytkami (blade) kryształów bronzytu wychodzącymi z jednego punktu, kryształy są tam łatwo dostrzegalne. Chondry RP są łatwo rozpoznawalne i najefektowniejsze z chondr. Ich średni rozmiar jest większy od średniego rozmiaru wszystkich chondr.

Więcej → Galeria chondr RP

Obrazy chondr typu RP w świetle odbitym.

BO – belkowa (lamelkowa) oliwinowa (barred olivine)

Belkowa (lamelkowa) oliwinowa (barred olivine). Chondry belkowe są wyraźne, a ich wygląd pod mikroskopem oczywisty! Stosunek oliwinu do piroksenu jest większy niż 10:1. W belkowych chondrach oliwinowych ziarna oliwinu wykrystalizowały w postaci zbiorów równolegle ułożonych płytek (plates) lub belek (bars), jednorodnych optycznie (monosomatic) o identycznej orientacji optycznej (twór podobny trochę do gron chloroplastów w roślinach) w szklistym mezostazis. Mezostazis to składa się z pozostałych po procesie krystalizacji skaleni, piroksenu i resztek oliwinu, ponieważ proces stygnięcia przebiegał bardzo szybko nie utworzyły one już kryształów, ale jednorodne, izotropowe szkliwo widoczne w mikroskopie polaryzacyjnym przy skrzyżowanych nikolach jako czarne (wygaszone). Bardzo często taki zbiór belek jest otoczony („armored”) oliwinową otoczką (powłoką, rim) o tej samej orientacji optycznej. Całe chondry równie często są otoczone otoczką, ale grubszą od otoczek wewnętrznych. Występuje wiele wariantów pośrednich chondr BO. Bywają grupy identycznie zorientowanych zbiorów płytek, ale mające inną orientację optyczną (nazywamy to polisyntetycznym zbliźniaczeniem, polysomatic); a już niezmiernie rzadko występują chondry BO z grupami płytek, które to grupy układają się w postaci regularnych, symetrycznych figur. Chondry BO to chyba najładniejsze z chondr. Ich średni rozmiar jest większy od średniego rozmiaru wszystkich chondr.

  Chondry typu BO tworzyły się z całkowicie stopionej kropli. W początkowym etapie stygnięcia pierwsza zastygła skorupa, czasem jest ona bardzo gruba (ale może być to też wynikiem płytkiego wcięcia się w chondrę, chondra została ucięta „blisko powierzchni” więc skorupa wydaje się nienaturalnie gruba). Jeśli proces stygnięcia przebiegał etapowo obserwujemy wiele warstw skorupy w których często są zatopione ziarna troilitu i stopu Fe-Ni [czytaj → więcej...], dokleiły się one w trakcie formowania skorupy. Budowa belkowa wskazuje, że proces stygnięcia przebiegał bardzo szybko i w pierwszej kolejności z wewnętrznego stopu wykrystalizowały trudnotopliwe oliwiny. Proces krystalizacji przebiegał od brzegu ku środkowi, więc ziarna otoczki, będące zarodkami krystalizacji „wymusiły” na powstających kryształach taką samą orientację optyczną (kryształu). Właśnie w trakcie szybkiego stygnięcia i krystalizacji obserwuje się często powstawanie kryształów o strukturze dendrytowej – strukturę dendrytową mają np. płatki śniegu, ale szybko stygnący oliwin nie przyjmuje formy symetrycznego płatka, lecz postać szeregu małych tabliczkowych słupków równoległych do siebie. Im szybciej przebiegał proces schładzania tym cieńsze i gęściej ułożone są belki.

Więcej → Galeria chondr BO

Obrazy chondr BO w świetle odbitym.

C – skrytokrystaliczna (cryptocrystalline)

Skrytokrystaliczna (cryptocrystalline). Chondry skrytokrystaliczne składają się z ziaren ortopiroksenu, zbyt małych (poniżej 2 μm), aby można je było zobaczyć pod mikroskopem optycznym; występują w tych chondrach duże obszary (domeny) wykazujące podobną orientację optyczną. Chondry C są prawdopodobnie spokrewnione z typem RP, oba typy krystalizowały z całkowicie ciekłej materii, ale C stygły szybciej i nie zdążyły się w nich wykształcić regularne struktury dostrzegalne makroskopowo.

Więcej → Galeria chondr C

Obrazy chondr skrytokrystalicznych w świetle odbitym.

Grupa 3

Pozostałe chondry przydzielono do osobnej grupy. Spotyka się je bardzo rzadko.

GOP – granularna (ziarnista) oliwinowo-piroksenowa (granular olivine-pyroxene)

Granularna (ziarnista) oliwinowo-piroksenowa (granular olivine-pyroxene). Granularne (ziarniste) chondry oliwinowo-piroksenowe są sferycznymi lub nieregularnymi agregatami, będącymi gęsto upakowanymi skupiskami (clusters) anhedralnych, malutkich ziaren oliwinu i piroksenu (mniej niż 5 μm), skaleni i czasami ziaren metalu i siarczków, chaotycznie lub w małych skupiskach zanurzonych w słabo widocznym mezostazis. Poszczególne ziarna widać w mikroskopie przy dużych powiększeniach (nie jak w chondrach skrytokrystalicznych). Często chondra jest otoczona obwódką z większych ziaren z tego samego materiału co wnętrze. Chondry GOP osiągają zwykle rozmiary 25–400 μm. Chondry GOP są często zaliczane do chondr nieporfirowych.

Więcej → Galeria chondr GOP

R – reliktowa (relict)

Reliktowa (relict). Bardzo rzadko spotykane reliktowe ziarna [czytaj → więcej...] w chondrach. Pochodzą z początkowej fazy krystalizacji obłoku pyłu i gazu w wysokiej temperaturze i nie podlegały już później zmianom w trakcie formowania ostatecznego składu i wyglądu chondry. W świetle polaryzatorów mają ciemne, zgaszone barwy (dusty appearance).

'G' – szkliste chondry (glassy chondrules)

Szkliste („szklane”, bogate w szkliwo) chondry (glassy chondrules) – te bardzo rzadko spotykane chondry składają się niemal z czystego skalenia bogatego w sód (Na-rich feldspatic glass). Są one znajdywane tylko w niezrównoważonych chondrytach typu 2 i 3. Chondry szkliste (właściwie bogate w szkliwo) zawierają 90–99vol.% szkliwa lub 55–85vol.% szkliwa i nieliczne fenokryształy oliwinu, rzadziej w piroksenu. Szkliwo jest bogate w Al₂O₃ (15–33wt.%) i ubogie w FeO (0,6–3wt.%). Zawartość CaO jest zmienna, ale można wyróżnić dwa rodzaje: 0,1–3wt.% Cao lub 8–15wt.% CaO. Fenokryształy oliwinu i piroksenu nie różnią się składem chemicznym od składu kryształów w zwykłych chondrach porfirowych.

Więcej → Galeria chondr 'G'

'Al' – chondry bogate w glin (Al-rich chondrules)

Chondry bogate w Al (Al-rich chondrules). Jest to typ chemiczny. Zawierają Al₂O₃ w ilości >10wt.%, często są też wzbogacone w Ca, Na i Cr (wapń, sód i chrom).

  Chondry bogate w glin (Al) są szeroko rozpowszechnione w chondrytach zwyczajnych o niskich typach petrologicznych 3 i 4, stanowią jednak tam ułamek procenta populacji wszystkich chondr. Chondry bogate w Al mają bardzo zróżnicowaną teksturę. Mogą przypominać chondry belkowe (BO), gdzie zamiast oliwinu występują długie fenokryształy fassaitu (12–25% CaO, 6–24% MgO, 6–24% Al₂O₃, 0,6–4,3 TiO₂) osadzone w bogatym w Ca plagioklazowym mezostazis (An 70–90 mol.%). Na otoczkach chondr często występują euhedralne bogate w żelazo spinele (12–20wt.% FeO).

  Chondry bogate w Al razem z chondrami bogatymi w Ca i Na są uznawane za ogniwo pośrednie pomiędzy bogatymi w Ca inkluzjami, a typowymi chondrami oliwinowo-piroksenowymi.

'Cr' – chondry bogate w chrom (Cr-rich chondrules)

Chondry bogate w Cr (Cr-rich chondrules). Jest to typ chemiczny. Dominującą w nich fazą jest chromit (Fe²⁺Cr₂O₄). Zawierają ponad 13wt.% Cr₂O₃. Są to zazwyczaj małe obiekty o średnicach 100–300 μm. Częściej występują w chondrytach zwyczajnych typu H niż w L i LL. Zwykle mają strukturę porfirową z fenokryształami chromitu w mezostazis o składzie plagioklazu. Akcesorycznie mogą występować kryształy ilmenitu, apatytu i bogatego w wapń piroksenu.

Inne

Chondry bogate w Al, Ca i Na (Al-, Ca-, Na-rich chondrules) zawierają takie minerały jak: spinel, augit, ubogi w Ca piroksen, oliwin, plagioklaz (An <70 mol.%), nefelin oraz mezostazis o zawartości Na₂O ~10wt.% Więcej → Minerals.

Chondry bogate w Al i Na (Al-, Na-rich chondrules) mają ponad 15wt.% Na₂O oraz zawierają szkieletowe oliwiny, pirokseny i Cr-Al spinele.

Chondry metaliczne i metaliczno-siarczkowe (metallic and metal-sulfide chondrules) występują zwykle w chondrytach węglistych, ale obserwuje się je również w niezrównoważonych chondrytach zwyczajnych. Są to metaliczne lub siarczkowe sferule o teksturze dentrytycznej lub polikrystalicznej wskazującej na formowanie się w wyniku szybkiego schłodzenia stopu. Zwykle składają się z kamacytu i taenitu tworzących polikrystaliczne skupienia o budowie zonalnej z bogatym w Ni taenitem na obrzeżach krystalitu.

Obrazy chondr innych typów w świetle odbitym.

Więcej → Galeria chondr innych typów

...

Dodatkowe fotografie różnych cech chondr: struktura poikilitowa, wietrzenie kryształów, kryształy euhedralne, metalowe i siarczkowe inkluzje, ... [czytaj → więcej...]

Dodatkowe fakty z „życia” chondr

Dodatkowe fakty z „życia” chondr :

• Chondry zespolone (złożone) stanowią 2,4% wszystkich chondr.

• Charakter chondr jest identyczny we wszystkich trzech typach chondrytów zwyczajnych – H, L i LL.

• Warto również odnotować fakt zmniejszania się ilości chondr typu PO i równoczesnego zwiększania się udziału chondr typu PP, kiedy przechodzimy od chondrytów węglistych poprzez chondryty zwyczajne do chondrytów enstatytowych.

• W chondrytach enstatytowych występują właściwie tylko chondry z czystego piroksenu – enstatytu (okazjonalnie zdarzają się jeszcze jednak chondry typu POP).

• Ubogich w żelazo (FeO-poor) chondr porfirowych jest więcej od chondr bogatych w żelazo (FeO-rich) we wszystkich typach chondrytów, szczególnie w chondrytach węglistych i enstatytowych.

• Chociaż chondr bogatych w żelazo jest więcej w chondrytach zwyczajnych niż w chondrytach węglistych, to jest ich i tak mniej w chondrytach zwyczajnych niż chondr ubogich w żelazo.

Chondry, chondry, chondry…

Poniżej kilka przykładów „zastosowania” chondr (ilustracje pochodzą z plansz przygotowanych na Wystawę Meteorytów w Muzeum Techniki w Warszawie w 2010 roku).

Autorzy tekstów: © Andrzej S. Pilski, Wadi i Woreczko
Koncepcja plastyczna: © Woreczko

Najłatwiej rozpoznać chondryty

Widząc spadający meteoryt, mamy 4 szanse na 5, że jest to chondryt zwyczajny.
  Jego nazwa wzięła się od greckiego słowa „chondros”, co znaczy „ziarno”. I faktycznie w środku kamienia zobaczymy okrągłe ziarenka krzemianów żelaza i magnezu. Zazwyczaj są one mniejsze od 1 mm, ale zdarzają się prawdziwe kolosy, które mają kilkanaście milimetrów średnicy. Między chondrami połyskują okruchy metalicznego żelaza z niklem i błyszczy złotawo siarczek żelaza – troilit.
  Chondry stanowią nawet 80% objętości meteorytu. Reszta to tzw. ciasto skalne. Jeśli chondry są doskonale widoczne na tle ciasta, meteoryt oznaczamy cyfrą 3, słabiej – cyfrą 4, a te ledwie widoczne ziarenka dostają cyfrę 5 czy 6.
  Ale to nie koniec komplikacji. Chondryty zwyczajne pochodzą z różnych asteroid (patrz plansze o ciałach macierzystych), więc różnią się między sobą. Te, które w cieście skalnym mają domieszkę węgla nazywamy chondrytami węglistymi. Jeśli i chondry, i ciasto składają się z krzemianu magnezu (enstatytu), mamy do czynienia z chondrytami enstatytowymi. Najczęściej jednak spadają chondryty zwyczajne, takie jak nasz Pułtusk. Podzielono je jeszcze na trzy grupy, w zależności od zawartości żelaza. H (od ang. „high” – wysoki) oznacza, że mają dużo żelaza, nawet do kilkunastu procent. W chondrytach zwyczajnych L (od ang. „low” – niski) będzie mało żelaza. W chondrytach typu LL – najmniej.

Chondry to cegiełki, z których ulepił się Układ Słoneczny. Dzięki nim bez podróży w czasie i bez wyprawy w kosmos dowiemy się, jak wyglądał nasz świat, kiedy jeszcze nie było Ziemi.

Uwaga. Ziemskie kamienie – piaskowce – także składają się z kulistych ziarenek, ale jest to kwarc a nie krzemiany. Poza tym piaskowce nie zawierają ani metalicznego żelaza, ani siarczku.

(english version)

Bliscy krewni Pułtuska

Chondryty nie podlegały większym zmianom od czasu ich powstania, a było to na początku formowania się Układu Słonecznego. Mało tego, pozostały niezmienione przez miliardy lat.
  Naukowcy bardzo uważnie przyglądają się widmom ciał, z których pochodzą chondryty. W wielu przypadkach udało się dopasować elementy układanki, czyli przypisać poszczególne chondryty do konkretnych planetoid. Okazało się, że z 6 Hebe pochodzi najpopularniejsza grupa meteorytów – chondryty zwyczajne typu H (blisko 32% obserwowanych spadków meteorytów należy do tej grupy). Zalicza się do nich nasz Pułtusk, który jest typu H5. Litera „H” oznacza, że meteoryt jest bogaty w żelazo metaliczne, natomiast cyfra „5” to informacja o chondrach – są dobrze wykształcone i widoczne.
  Jest wiele meteorytów, które pod względem wewnętrznej struktury wyglądają identycznie jak meteoryty pułtuskie. Najwidoczniej pochodzą one z tej samej planetoidy. Prezentujemy tu kilka meteorytów z ostatnich spadków, które są bardzo podobne do Pułtuska.

Ilustracje: Bassikounou (H5) spadek w 2006 roku  •  Pułtusk – okaz znaleziony 150 lat po spadku  •  Gao-Guenie (H5) spadek w 1960 roku  •  Chergach (H5) spadek w 2007 roku  •  Pułtusk zebrany zaraz po spadku Okaz ze zbiorów MGiNG PAN  •  Chondry na przełamie meteorytu typu H5

Źródła: Svend Buhl, Marcin Cimała, Tomasz Jakubowski, Jan Woreczko, Internet

Kawałek komety w dłoni

Ich intrygujące pochodzenie, niezwykły skład i budowa to powód, że meteoryty węgliste są wyjątkowo dobrze przebadaną grupą. Wiele szczęścia miał meteoryt Allende. W 1969 roku, gdy laboratoria NASA czekały na próbki gruntu księżycowego, które miała przywieźć pierwsza wyprawa na Księżyc – Apollo 11, w niedalekim Meksyku spadł deszcz meteorytów węglistych. W celu przećwiczenia procedur badawczych laboratoria w Houston zajęły się świeżym spadkiem pod każdym kątem. Mówi się, że najwięcej publikacji jest właśnie o Allende. Spadło go kilka ton, więc każdy kolekcjoner może mieć kawałek „jądra komety” na własność.

Ilustracje: Chondryt węglisty Allende CV3  •  Chondryt węglisty Axtell CV3  •  Chondryt węglisty Maralinga CK4 - niezgrupowany

Źródła: AMNH, Jeff Kuyken – www.meteorites.com.au, Tomasz Jakubowski, Jan Woreczko, Internet

Chondra w świetle spolaryzowanym

Ilustracje: Płytka cienka przygotowana z chondrytu zwyczajnego Clovis (no. 1) typu H3.6. Na obrazie widoczna chondra składająca się z ładnie wykształconych regularnych ziaren oliwinu

Źródła: Jeff Rowell, John Kashuba

Chondra w świetle spolaryzowanym

Ilustracje: Płytka cienka przygotowana z chondrytu zwyczajnego SaU 001 typu L5. Na obrazie widoczna piroksenowa chondra promienista

Źródła: Tomasz Jakubowski

Zobacz również

Minerały w meteorytach (Minerals)

Krzemiany (silicates)

Słownik meteorytowy (Glossary)

Skorupa obtopieniowa (fusion crust, fusion rind)

Quiz – zgadnij jaki to typ chondry? (“Chondrules” – a quiz)

Krótkie Kompendium wiedzy o meteorytach (english version)

Galerie chondr porfirowych – PO  |  POP  |  PP

Galerie chondr nieporfirowych – RP  |  BO  |  C

Chondry typu – GOP  |  G  |  inne

Inne cechy chondr

„Megachondry”

Portal – wiki.meteoritica.pl

Źródła (sources)

Źródła (sources): [Bridges+ 1997], [Gooding+ 1981], [Hurnik 2005], [Hutchison 2006], [Norton 2002], [Weisberg+ 2006]

Anne Black: IMPACTIKA – http://www.impactika.com/TSlist.htm;
Jeff Rowell: Meteorite Thin Sections – http://www.thinsections.ca/index.html;
Tomasz Jakubowski – http://www.collectingmeteorites.com;
John Kashuba – http://johnkashuba.com/;
Tom Phillips (Microscopic Meteorite Gallery) – http://www.meteorite.com/meteorite-gallery/index.htm;
J.M. Derochette – http://jm-derochette.be;
Philippe Thomas – http://www.meteoritica.com;
SaharaMet – http://www.saharamet.com/meteorite/chondrules/show.html

art. METEORYT:
Norton O.R., „Ogniste chmury” i obwódki chondr, 4/2000;
Norton O.R., Brzydkie kaczątka pustyni, 3/2001;
Norton O.R., Curchin J., Postawy mikroskopii w świetle spolaryzowanym, cz. I, 3/2002;
Norton O.R., Curchin J., Postawy mikroskopii w świetle spolaryzowanym, cz. II, 4/2002;
Norton O.R., Curchin J., Postawy mikroskopii w świetle spolaryzowanym, cz. III, 1/2003;
Norton O.R., Petrograficzna galeria meteorytów, 3/2003;
Norton O.R., Porowate chondryty zwyczajne, 2/2004;
Norton O.R., Przegląd płytek cienkich meteorytów, 2/2005;
Phillips Tom, Zdjęcia mikroskopowe w połączonym świetle odbitym i przechodzącym, 3/2005;
Norton O.R., Na tropie nieuchwytnych chondr zespolonych, 1/2006;
Horejsi M., Zen i sztuka mikroskopii meteorytowej, 3/2006;
Norton O.R., Płytki cienkie meteorytów – gdzie nauka styka się ze sztuką, 4/2006;
Norton O.R., Chitwood L.A., Galeria płytek cienkich, 1/2008;
Norton O.R., Chitwood L.A., Meteoryty przez lupę, 2/2008;
Otto J., Classen N., Trójwymiarowe chondry, 3/2008;
Norton O.R., Minerały i szkliwo w płytce cienkiej, 4/2008;
Warin R., Kashuba J., Belkowe chondry oliwinowe perły meteorytów, 1/2009;
Rubin Alan, Dlaczego chondryty z różnych grup różnią się wyglądem, 4/2012.

art. Sears Derek, Chondry i chondryty, METEORYT 2/2007, pp.5–9. Chondry – historia odkrycia, badań, teorie ich pochodzenia.

Fotografie (photos): Anne Black, Jeff Rowell, John Kashuba, Tom Phillips [TP], Tomasz Jakubowski, prof. Łukasz Karwowski, Stan Mendys, własne.

linki: Galeria obrazów płytek cienkich; MESS II.