آکندریت ها

در مقاله قبلی ما ابتدایی ترین شهاب سنگ ها، یعنی کندریت ها را بررسی کردیم و دیدیم که حدود 85 درصد از تمام شهاب سنگ های شناخته شده در این دسته قرار می گیرند. شهاب سنگ های سنگی باقی مانده آکندریت هستند. در معنای وسیع کلمه “آکندریت” به معنای “بدون کندرول” است. کانی های الیوین و پیروکسن در همه گروه ها یافت می شود. فلز آهن نیکل به طور گسترده در فضای داخلی آنها پراکنده شده است، به طوری که یک سیستم طبقه بندی بر اساس میزان آهن (اکسید شده و عنصری) سال ها پیش ایجاد شد. در برخی نمونه ها کندرول ها به وضوح مشخص هستند در حالی که در برخی دیگر در ماتریس محو شدهاند.

ما همچنین خاطرنشان کردیم که بسیاری از این کندریت‌ها در معرض دگرگونی حرارتی قرار گرفته‌اند که در آن، میدان‌های کندرول تا دمای 950 درجه سانتی‌گراد یا بیشتر گرم شده‌اند، که برای ذوب کردن کندرول‌ها کافی نیست، اما برای تغییر آهسته آنها از حالت اولیه‌شان کافی است. یکی از محتمل‌ترین روش‌هایی که دگرگونی حرارتی می‌تواند بافت کندریت‌ها را تغییر دهد، گرمای تولید شده توسط رادیو ایزوتوپ ²⁶Al با نیمه عمر کوتاه است. تبلور مجدد کانی های کندریتی اولیه نتیجه این شرایط گرمایش شدید بوده است.

در سمت چپ گرادیان دما در جدول 4-2، که از حدود 400 درجه سانتیگراد شروع می شود و به زیر 150 درجه سانتیگراد می رسد (برخی تا 20 درجه سانتیگراد)، با توجه به شواهد متوجه تغییر به دلیل وجود آب در زمان گذشته شدیم.  این امر به ویژه در کندریت های نوع 1 و نوع 2 قابل توجه است. در اینجا، سیالات از طریق شکستگی‌های کوچک وارد سنگ‌ها شده‌اند و متعاقباً با کانی‌های اولیه واکنش می‌دهند و کانی‌هایی مانند مگنتیت و فیلوسیلیکات‌های رسی تولید می‌کنند. کندریت هایی نوع 3 کمترین تاثیر دگرگونی را پذیرفته اند.

15 درصد از شهاب سنگ های باقی مانده آکندریت، آهنی و سنگی-آهنی هستند. این سه نوع شهاب سنگ شباهت کمی با کندریت ها دارند، اما اشتراکات زیادی با یکدیگر دارند. برخلاف کندریت‌ها، آکندریت‌ها از ذوب شدن در اعماق جسم سیارکی‌ والد (مادر) تشکیل می‌شوند. آنها زمانی کندریتی بودند، اما ساختار اولیه در طی تشکیل سیاره از بین رفته است.

تفریق سیاره ای (هسته،گوشته و پوسته)

در اوایل تاریخ منظومه شمسی، زمین و سیارات درونی ترکیب کمابیش یکنواختی شبیه اجسام والدین کندریتی خود داشتند. حجم توده‌های آن‌ها با انباشته شدن بقایای صخره‌ای که در سراسر منظومه شمسی داخلی پراکنده شده بودند و پیوسته افزایش یافته است. سیارات در حال شکل گیری به تدریج گرم شدند با برخورد های سایر بقایی سنگی به این توده ها، هم گرما لایه های سطحی و هم حجم توده ها به مرور بیشتر شد. این جرم اضافی سیارات در حال شکل گیری را فشرده و انرژی گرانشی را آزاد گردیده و آن را به گرما در عمق درونی آنها تبدیل کرد. همچنین گرمای فروپاشی رادیو ایزوتوپ‌هایی که در عمیق‌ترین سنگ‌ها به دام افتاده بودند آزاد شد. همه این منابع گرمایی با هم، انرژی گرمایی کافی برای ذوب شدن سیارات جوان و تشکیل سیارات را فراهم کردند. اکنون در حالت نیمه مایع به حالت مایع، سیارات شروع به تمایز کردند (شکل 5-1).

تشکیل یک هسته آهنی فرآیندی را آغاز کرد که در آن سیارات زمینی به تدریج لایه لایه شدند. در شرایط مذاب و/یا نیمه مذاب، کانی های چگال تر از مواد کم چگال جدا می شوند. عناصر سنگینی مانند آهن، نیکل و برخی از فلزات نجیب، طلا، پلاتین و ایریدیوم از سیالات چسبناک تشکیل دهنده جدا شده و به تدریج به مرکز فرو می روند و هسته های سنگینی را تشکیل می دهند. عناصر سبکتر و کانی ها در اطراف هسته انباشته شده و سنگ های با ترکیب بازالتی متراکم و گوشته ای ضخیم از کانی های سبکتر را تشکیل می دهند. تفریق زمانی تکمیل شد که سبک ترین کانی ها مانند فلدسپات، کوارتز و میکا به آرامی به سمت بالا شناور شدند و پوسته بیرونی نسبتاً نازکی را تشکیل دادند. شهاب‌سنگ‌های آکندریتی احتمالاً نمایانگر پوسته بیرونی این اجسام والد متمایز هستند.

شکل 5-1- آکندریت های بازالتی از ذوب بخشی تا کامل اجسام والد خود به وجود آمدند. هنگامی که ذوب شدند، فرآیندهای تفریق آغاز و منجر به جداسازی سیالات و بلورها در مناطق متحدالمرکز جداگانه شد. سیارات زمینی بسیار بزرگتر به طور کامل ذوب شدند و هیچ اثری از اجزای سازنده اصلی خود باقی نگذاشتند.

آکندریت‌ها

آکندریت‌ها بزرگترین رده شهاب سنگ‌های متمایز شده هستند که اصطلاحا کندرول ندارند و شامل شهاب‌سنگ‌هایی از کمربند سیارکی، ماه، سیاره مریخ و… می‌ باشند (شکل 5-2). این نوع شهاب سنگ های سنگی شبیه سنگ های آتشفشانی یا پلوتونیک (آذرین درونی) می باشند که حاصل ذوب کامل و تبلور مجدد هستند. البته علاوه بر این نوع، شهاب‌سنگ‌های بسیار کمیاب آکندریت‌های اولیه، وجود دارند که نشانه‌هایی از ذوب جزئی و تفریق جزئی را نشان می‌دهند. آکندریت های اولیه به سه زیرگروه آکاپولکوئیت ها^[1]، لودرانیت ها ^[2] و وینونایت ها^[3] تقسیم می شوند. آن‌ها شباهت‌های مهمی دارند و ممکن است از همان جسم والد سیارکی سرچشمه گرفته باشند.

آکندریت‌های اولیه فقط تا حدی ذوب شده‌اند، اما آکندریت‌های بازالتی (ماگمایی) محصول ذوب کامل هستند و شبیه بازالت‌های زمینی بوده، که مجموعه ای از سنگ های آتشفشانی و پلوتونیک را نشان می دهند که از ماگماهای بازالتی تشکیل شده اند. آنها معمولاً با هم به عنوان اجزای بازالت سیارکی مورد مطالعه قرار می گیرند. گمان می‌رود شهاب‌سنگ‌های ^[4]HED از همان جسم والد، احتمالاً از سیارک 4 وستا آمده باشند. به دلیل ترکیب غیرعادی بازالتی وستا و به ویژه تطابق خوب بین طیف وستا و شهاب‌سنگ‌هایHED، تصور می‌شود که این رابطه به خوبی برقرار است. شهاب‌سنگ‌های HED در مجموع بزرگترین گروه آکندریت‌های سیارکی یافته و افتاده هستند.

چهار گروه نادر دیگر آکندریت های سیارکی را شامل آنگریت ها^[5]، اوبریت ها^[6]، اوریلیت ها^[7] و براکینیت ها^[8] هستند. در نهایت، برخی از کمیاب ترین و با ارزش ترین آکندریت ها آکندریت های سیاره ای هستند. آنها شامل تعدادی شهاب سنگ مریخی و قمری هستند که در فصل 6 به آنها خواهیم پرداخت.

شکل 5-2- فلوچارت تمایزی آکندریت‌ها شامل شهاب‌سنگ‌های کمربند سیارکی، مریخ، ماه و آکندریت‌های اولیه می باشد.

شهاب سنگ Cumberland Falls

[1] – Acapulcoites

[2] – Lodranites

[3] – Winonaites

[4] – Howardite–Eucrite–Diogenite

[5] – Angrites

[6] – Aubrites

[7] – Ureilites

[8] – Brachinites