Calcium-Aluminium-reiche Einschlüsse sind mikrometer- bis zentimetergroße (1 μm bis 2 cm), hellfarbige Einschlüsse, die in vielen chondritischen Meteoriten, vor allem in kohligen Chondriten, vorkommen. CAIs bildeten sich zu Beginn der Entstehung unseres Sonnensystems und gehören mit einem Alter von 4568 Millionen Jahren zu den ältesten bekannten Objekten. Evaporation und Kondensation waren offensichtlich die dominierenden Vorgänge während ihrer Entstehung. Einige CAIs erlebten umfangreiches Aufschmelzen und teilweises Verdampfen und werden daher als magmatisch angesehen.
Etymologie Calcium-Aluminium-reiche Einschlüsse wurden ursprünglich im Englischen als Calcium-Aluminium-rich Inclusions bezeichnet. Ihre Abkürzung lautet CAI.
Geschichtliches mini|hochkant=1.6|Allende-Meteorit: Angeschliffene Scheibe mit weißen, unregelmäßig geformten Calcium-Aluminium-reichen Einschlüssen (CAIs), grauen, runden Chondren in einer schwarzen Matrix aus Fayalit-reichem Olivin und Kohlenstoff.
Die erste Beschreibung eines Calcium-Aluminium-reichen Einschlusses stammt von Mireille Christophe Michel-Lévy vom CNRS in Paris. Sie beschrieb 1968 eine „Melilith-Spinell-Chondrule“ im Vigarano-Meteoriten, einem kohligen Chondriten aus Italien. Seither wurden zahlreiche CAIs in den meisten Kohligen Chondriten sowie einigen Enstatit-Chondriten beschrieben.
Anfangs war das Hauptaugenmerk in der Erforschung Calcium-Aluminium-reicher Einschlüsse noch auf ihre Mineralogie gerichtet, welche große Ähnlichkeiten mit den berechneten Erstphasen eines von hohen Temperaturen abkühlenden Kondensats des Sonnennebels aufwies. Kurz danach wurde das extrem hohe Alter der CAIs (über 4560 Millionen Jahre) entdeckt. Isotopenuntersuchungen brachten ungewöhnliche Isotopenverhältnisse (insbesondere der Elemente Magnesium und Sauerstoff) zum Vorschein, welche auf eine präsolare Staubkomponente hinwiesen. In den späten 1980ern konzentrierte sich die Forschung auf das Verständnis der Petrogenese und die Isotopenzusammensetzungen der CAIs – jedoch nur innerhalb einer beschränkten Anzahl von Chondritenvarietäten.
Einführung Die Chondren der Chondrite sind Zusammenballungen präplanetarischer Materie (Staub und Mineralkörner), die im Frühen Sonnensystem akkretierten und zu steinigen Körpern kompaktierten, jedoch ihren Aggregatscharakter und ihre ganz spezifischen Eigenschaften der verschiedenen aufbauenden Partikel bewahrten. Hierunter finden sich eben auch die Calcium-Aluminium-reichen Einschlüsse, die aber nur einen relativ geringen Massenanteil in den Chondriten stellen (weniger als 5 %). Ihre Bedeutung ist dafür umso größer – für das Verständnis der im Sonnennebel herrschenden Prozesse und Umweltparameter – in den ersten paar Millionen Jahren noch vor der Planetenentstehung.
Wie die Forschung der letzten 30 Jahre zeigen konnte, sind CAIs bisher die ältesten bekannten Objekte im jungen Sonnennebel. Sie bildeten sich in einem sehr heißen und extrem reduzierenden Umfeld (konsistent mit heißem, gasförmigen Wasserstoff). Ihre Elementzusammensetzungen sind das Ergebnis von flüchtigen (volatilen) Prozessen in einem gasförmigen Medium – wie Evaporation und Kondensation. In ihrem Isotopenaufbau lässt sich nach wie vor eine Komponente des präsolaren Nukleosyntheseursprungs erkennen. Insgesamt überdecken sie nach ihrer Entstehung (T0) einen komplexen, 1 bis 2 Millionen Jahre dauernden Zeitraum, in dem es zu mehrfachem Wiederaufschmelzen und sekundären Alterationen sowohl im Nebel als auch auf den Asteroideneltern kam.
Vorkommen Die Calcium-Aluminium-reichen Einschlüsse sind die weitaus häufigsten refraktären Komponenten in Chondriten und treten hauptsächlich in kohligen Chondriten auf. Neben ihrem Vorkommen in Chondriten können CAIs auch in Kometen angetroffen werden, so wurden CAI-ähnliche Fragmente in Proben des Kometen Wild 2 gefunden, die die Stardust-Sonde Anfang 2006 zur Erde brachte. Unter den Chondriten sind anzuführen CK-, CM-, CO und CV-Chondriten, Enstatit-Chondriten und Kohlige Chondriten.
Bekannte Meteoritenfunde mit CAIs sind beispielsweise der Allende-Meteorit, der Efremovka-Meteorit, der Leoville-Meteorit, der Ornans-Meteorit, der Vigarano-Meteorit und der Meteorit Northwest Africa 3118 (alle Typus CV 3).
Erscheinungsbild Die meisten CAIs sind wie die Chondren rundlich bis kugelförmig und scheinen ebenfalls einmal geschmolzen gewesen zu sein. Einige zeigen jedoch eine undefinierte, unregelmäßige äußere Form. Dieses Erscheinungsbild weist auf eine direkte Kondensation aus dem solaren Nebel hin. Häufig werden CAIs von einem so genannten Wark-Lovering-Rand umschlossen.
Mineralogische Zusammensetzung mini|hochkant=1.6|Der Vigarano-Meteorit – ein kohliger Chondrit. Gut zu erkennen die hellen CAIs
Hauptminerale in CAIs sind Oxide von Calcium, Aluminium, Titan und Magnesium – namentlich Hibonit (CaAl12O19), Grossit (CaAl4O7), Perowskit (CaTiO3) und Spinell (MgAl2O4). Als Haupt- bis Nebenminerale treten die Silikate Anorthit (CaAl2Si2O8), Melilith und Fassait hinzu.
Die mineralogische Zusammensetzung der CAI-Einschlüsse wird bestimmt von hochschmelzenden, refraktären Oxiden der Elemente Calcium (Ca), Aluminium (Al), Magnesium (Mg), Titan (Ti) und in geringerem Umfang Scandium (Sc) und Metalle der Seltenen Erden wie Cer (Ce), Europium (Eu) und Gadolinium (Gd). Bereits bei sehr hohen Temperaturen um 2000 °Kelvin (1727 °C) kondensierten diese Oxide aus dem sich abkühlenden protoplanetaren Nebel, aus dem sich das Planetensystem bildete. Die Eisengehalte sind durchweg vernachlässigbar gering.
Die CAI enthalten hohe Konzentrationen an den Seltenen Erd-Elementen, die fünf unterschiedliche Fraktionierungsmuster zeigen. Diese verschiedenen Muster und die Tatsache, dass viele der CAIs geschmolzen waren, deuten auf eine komplexe Bildungsgeschichte der CAIs nach einer möglichen, ersten Kondensation aus dem solaren Nebel hin.
Typologie Nach Mineralbestand Anhand ihres Mineralbestandes werden 3 Typen von CAIs unterschieden: Typ-A CAIs (Melilith-Spinell-CAIs) sind grobkörnig und mit ∼5 – 25 mm Durchmesser generell kleiner als CAIs im Typ-B. Der Typ-A ist von allen der verbreitetste und tritt in CV, CO, CR, CM und gewöhnlichen Chondriten auf. Er besteht zu 80–85 % aus Melilith, 15–20 % Spinell und 1–2 % Perowskit. Akzessorisch können geringe Mengen Plagioklas, Hibonit, Wollastonit und Grossular hinzukommen. An Titan reiches Klinopyroxen bildet, wenn vorhanden, schmale Ränder um Einschlüsse oder Hohlräume. Die Melilithe sind reich an Gehlenit mit 10–30 Mol-% Åkermanit, die Spinelle sind reine Mg-Spinelle. Typ-B CAIs (Pyroxen-Spinell-CAIs) treten ausschließlich in CV-Chondriten auf. Sie sind mit 5 bis 20 mm Durchmesser ebenfalls grobkörnig und bestehen zu 35–60 % aus Ti-reichem Klinopyroxen, 15–30 % Spinell, 5–25 % Plagioklas (Anorthit) und 5–20 % Melilith. Die Melilithe sind reicher an Åkermanit und variieren stärker in ihrer Zusammensetzung, als die der Typ-A CAIs. Im Gegensatz zu den Pyroxenen der Typ-A-CAIs sind die Pyroxene in Typ-B-CAIs reich an Aluminium (Kushiroit) und Titan (Grossmanit). Typ-B CAIs können zwei Untertypen zugewiesen werden: Typ B 1 CAIs mit 10 bis 20 mm Durchmesser sind abgerundete, konzentrisch zonierte Aggregate mit einem Mantel aus Gehlenit, der einen Kernbereich aus Ti-Pyroxen, Anorthit, Melilith und Spinell umgibt Typ B 2 CAIs mit 5 bis 10 mm Durchmesser sind nicht zoniert und enthalten Melilith, Ti-Pyroxen, Anorthit, Spinell und gelegentlich Forsterit. Typ-C CAIs (Anorthit-Pyroxen-CAIs) bestehen zu 30–60 % aus Anorthit und bis zu je 35 % Al-Ti-Pyroxen, Melilith und Spinell. Kleinere, Natrium-reichere Typ-C CAIs enthalten neben Albit-haltigen Anorthit noch Pyroxen, Olivin und Spinell. Die Pyroxene sind Diopsid-Grossmanit-Kushiroit-Mischkristalle, die Melilithe Gehlenit mit 35–55 Mol-% Åkermanit. Weiterhin enthalten sie kleine Körnchen komplexer Legierungen verschiedener Platinmetalle und Fremdlinge. Der Typ-C wurde vormals noch als Typ-I (intermediär) bezeichnet, da seine Pyroxene in ihrer Zusammensetzung zwischen den Pyroxenen von Typ-A und Typ-B zu liegen kommen.
Der Typ-C enthält viel Anorthit-reichen Plagioklas und Fassait und tritt nur in CV-Chondriten und dem ungruppierten Chondriten Adelaide auf. Diese CAIs waren ehemals häufig geschmolzen und zeigen ausschließlich Seltene Erden-Muster des Typs I und II. Im Gegensatz treten in den Typen A und B jeweils alle fünf Seltene-Erd-Muster I, II, III, IV und V auf.
Die drei Typen unterscheiden sich zwar in ihrem Chemismus, bilden aber dennoch ein Kontinuum. Der Typ C hat aber keinesfalls eine intermediäre Zusammensetzung zwischen Typ-A und Typ-B.
Nach dem Gefüge Nach den Mineralgefügen werden CAIs in 2 Gruppen eingeteilt: Flockige (engl. fluffy) CAIs sind lockere Aggregate kleiner Kristalle mit einer schneeflockenartigen Struktur. Für sie wird eine Bildung durch Resublimation direkt aus dem Gas des präsolaren Nebels angenommen. Kompakte (engl. compact oder auch igneous) CAIs sind dichte, rundliche Aggregate mit dem Aussehen von erstarrten Schmelztröpfchen. Folglich wird für sie eine Bildung durch Kristallisation aus einer Schmelze angenommen.
Beide Gefügevarianten wurden sowohl für Typ-A wie auch Typ-B-CAIs beobachtet. Die flockigen CAIs des Typs A werden jetzt auch als FTAs und die kompakten CAIs des Typs A als CTAs bezeichnet. FTAs zeigen nur geringe Schmelzspuren sowie Anzeichen für Sintern. Die CTAs hingegen wurden eindeutig aufgeschmolzen.
Nach der Korngröße CAIs lassen sich auch nach ihrer Korngröße in feinkörnige Einschlüsse (engl. fine-grained inclusions oder abgekürzt FGI) und grobkörnige Einschlüsse (engl. coarse-grained inclusions oder abgekürzt CGI) unterteilen. Die Korngrößen der kleinsten CAIs sind vergleichbar mit den Mineralgrößen in der Matrix.
Die FGIs bauen sich aus sehr feinkörnigen Mineralen auf – zu feinkörnig, um in einem Dünnschliff mittels eines Polarisationsmikroskops identifiziert werden zu können. Jedoch können die grobkörnigen CGIs sehr wohl optisch bestimmt werden. Die kritische Korngröße liegt hier bei 30 μm – der Standarddicke eines Dünnschliffs.
FGIs und CGIs lassen sich normalerweise auseinanderhalten, wie beispielsweise im Allende CV 3 Chondrit – wahrscheinlich aufgrund der ernsten wässrigen Alteration. In weniger beanspruchten Chondriten – wie den reduzierten CV- und CO-Chondriten – kann keine Abgrenzung festgelegt werden.
Die FGIs sind unregelmäßige, maximal bis 5 mm große und Alkalien-reiche Aggregate. Sie enthalten Spinell, Perovskit, Anorthit, Hibonit, Nephelin, Sodalith, Diopsid, Grossular und andere. FGIs sind in sämtlichen Gruppen der kohligen Chondriten anzutreffen. Wegen ihrer geringen Korngröße (<50 μm, typischerweise ~μm) und hohen Porosität sind sie ernsthaft von sekundären Alterationsprozessen betroffen worden (durch Einwirkung des Sonnennebels, aber hauptsächlich durch wässrige und thermische Beeinflussungen des jeweiligen Asteroiden). Mögliche Ergebnisse solcher Alterationen sind Atomaustausch, Rekristallisation, Kornvergröberung, Zersetzung, Auflösung und neues Kristallwachstum. Aus diesem Grund war es sehr leicht, ursprüngliche Strukturen und Gefüge der FGIs zu verändern. Die vorwiegenden sekundären Alterationsprodukte sind natriumhaltige Minerale (wie Plagioklas, Nephelin, Sodalith), FeO-reiche Minerale (wie Hedenbergit, Fe-Olivin) und Wollastonit. Aufgrund fehlender Originalgefüge können diese Minerale leicht als sekundär erkannt werden.