CM-Chondrite sind Steinmeteoriten, die zur Klasse der kohligen Chondriten gehören. Sie sind nach den CO-Chondriten die zweithäufigste Gruppe der kohligen Chondrite. CM-Chondrite erlauben einen einzigartigen Einblick in die Zusammensetzung der Protoplanetaren Scheibe sowie in die geologische Akkretionsgeschichte ihrer Ausgangskörper – den C-Asteroiden.
Etymologie und Definition mini|hochkant=1.6|Der Typmeteorit Mighei, ausgestellt im Natural History Museum in London
Die Bezeichnung Chondrite bezieht sich auf die in ihnen vorkommenden Chondren. Unter dem Wort Chondre (), bzw. Chondrule, werden millimetergroße Silikatkügelchen verstanden, welche in eine feinkörnige Grundmasse eingebettet sind.
Die Abkürzung CM geht nach Wasson (1974) auf C für Englisch Carbonaceous chondrites oder abgekürzt CC (kohlige Chondrite) und M für die Typlokalität Mighei in der Ukraine zurück. Die Gruppe der CM-Chondrite wird daher auch als Mighei-Gruppe oder als Mighei-Artige bezeichnet.
CM-Chondrite bilden innerhalb der kohligen Chondrite zusammen mit den verwandten CO-Chondriten den CM-CO-Clan. Sie stehen den CI-Chondriten und den CO-Chondriten am nächsten.
Häufigkeit Von CM-Chondriten sind bisher (Stand 2019) 517 Funde bekannt, wovon allein 441 aus der Antarktis stammen. Im Jahr 2011 waren in der Meteoritical Bulletin Database noch 425 Funde aufgelistet worden, mit 388 Antarktisfunden. Bei insgesamt 1989 Chondritenfunden (mit 1133 Antarktisfunden) beträgt ihre Häufigkeit somit 26 %. Im Jahr 2021 wurden 19 Meteoritenfälle angeführt (2011 waren es noch 15) – was 40 % der Chondritenfälle entspricht. Im selben Jahr hat sich laut The Meteoritical Bulletin die Zahl der CM-Chondrite auf 650 erhöht – mit einer Gesamtmasse von mehr als 200 Kilogramm.
Seit dem Jahr 2000 wurden mehr als 250 Forschungsbeiträge zu CM-Chondriten publiziert – mit Schwerpunkten auf Petrologie, Alterationsverlauf, chemische Zusammensetzung, organische Materie, Isotopen und Spektroskopie.
Vorkommen mini|hochkant=1.6|Der Winchcombe-Meteorit im Natural History Museum in London
Der älteste CM-Chondritenfund stammt aus Südafrika vom Cold Bokkeveld (CM2.1 - 2.7) und wurde im Jahr 1838 aufgelesen. Sodann folgten Nogoya (CM2.2) in Argentinien im Jahr 1879 und die Typspezies Mighei (CM2.3) im Jahr 1889 in der Ukraine. Boriskino in Russland wurde im Jahr 1930 und Murray (CM2.4/2.5) in Kentucky (Vereinigte Staaten von Amerika) im Jahr 1950 entdeckt. Im Jahr 1969 ereignete sich der Fall des allseits bekannten Murchison-Meteorits (CM2.5) in Australien, von dem rund 100 Kilogramm geborgen werden konnten und der zahlreiche Studien nach sich zog. 1974 wurde mit Yamato 74662 in den Queen Fabiola Mountains der erste CM-Meteorit aus der Antarktis aufgelesen. Neuere Funde sind der Winchcombe-Meteorit in England, der Paris-Meteorit (CM2.7 bis stellenweise CM2.9) in Frankreich im Jahr 2001, der Jbilet-Winselwan-Meteorit aus der Westsahara im Jahr 2013, der Mukundpura-Meteorit (CM2.0 geschätzt) vom 6. Juni 2017 in Indien, der Meteorit von Aguas Zarcas (CM2.2) vom April 2019 in Costa Rica und im Jahr 2020 der Kolang-Meteorit (CM2.2) in Indonesien.
Weitere Fundorte sind Erakot (1940), Haripura, (1921 – beide Indien) Maribo in Dänemark (2009) und Sayama (1986) in Japan. In der Antarktis sind die Asuka-Funde erwähnenswert (A 12085, A 12169 und A 12236), die 2012 bis 2013 auf dem Nansen-Eisfeld zusammen mit zahlreichen anderen Meteoriten aufgelesen wurden. Es handelt sich hier um Meteoriten des Subtyps CM 2.8, CM 2.9 und sogar CM3.0 – sie stellen somit die bisher am wenigsten veränderten CM-Chondriten dar.
Klassifizierung Van Schmus und Wood (1967) klassifizierten die CM-Chondrite als dem petrologischen Typ 1 und 2 angehörend. Typ 3, der die initiale, unveränderte CM-Lithologie darstellt, wird jedoch meist nicht mehr erreicht. Im Schema nach Howard (2015) werden die petrologischen Typen 1.1 bis 1.7 realisiert, Fälle sind auf 1.3 bis 1.5 eingeschränkt. Als Subtypen werden CM2.0 bis CM2.9 angeführt.
Generell zeigen Funde im Vergleich zu Meteoritenfällen eine breitere Streuung in ihrer Typologie.
Auch wenn die meisten CM-Chondrite als CM2 klassifiziert werden und sogar noch etwas an unveränderten und wasserfreien Silikaten enthalten können, so gibt es im Gegenzug dennoch auch wenige, vollständig veränderte CM1-Chondrite, die aber nur 4,2 % in Anspruch nehmen.
Der petrologische Typus CM1.0 hat einen Phyllosilikatgehalt von mehr als 95 Volumenprozent, der Typus CM3.0 jedoch nur noch weniger als 5 Volumenprozent – was sehr schön den steigenden Wassereinfluss in Richtung CM1.0 verdeutlicht.
Einführung Die Mighei-Artigen CM-Chondrite sind die zweithäufigste Chondritengruppe, die eine durchgehende wässrige Alteration erfahren hat – jedoch nicht ganz so stark wie CI-Chondrite. Mehr als 90 % der Funde gehören zum petrologischen Typ 2 (CM2). Unter den CM-Chondriten wurden im Meteorological Bulletin 27 als stark beanspruchte CM1 eingestuft. Die CM-Chondrite enthalten somit mehr Typus-1-Meteoriten als alle anderen Gruppen zusammen genommen. Darüber hinaus werden 26 Meteoritenfunde als Typus 1–2 angesehen.
Vergleichbar mit CI-Chondriten haben CM-Chondrite eine Zusammensetzung, die der Photosphäre unserer Sonne ebenfalls sehr nahe kommt. Sie sind aber im Vergleich zu CI-Chondriten etwas mehr an Volatilen abgereichert (mit einem Faktor von 0,639), jedoch um den Faktor 1,29 an refraktorischen, lithophilen Elementen angereichert.
Die kohligen CM-Chondrite stellen anhand ihres Chemismus eine primitive Meteoritengruppe dar, deren spektrale Eigenschaften eine Verwandtschaft zu Asteroiden des C-Komplexes nahelegen. Die C-Asteroiden akkretierten einst in der Nähe der Eislinie.
Trotz ihrer primitiven Zusammensetzung haben CM-Chondrite in ihrem Ausgangskörper eine beträchtliche sekundäre Wiederaufarbeitung erfahren – insbesondere durch Wassereinwirkung, Brekziierung und Deformation.
CM-Chondrite stellen Proben sehr wasserreicher Asteroiden dar, welche sich im Frühen Sonnensystem gebildet hatten. Sie dokumentieren eine bedeutende Wechselwirkung zwischen flüssigem Wasser und silikatischen Gesteinen, aus der eine Mineralogie beherrscht von hydrierten Sekundärphasen resultierte. Bedingt durch ihre Ähnlichkeit mit erdnahen Asteroiden wie beispielsweise Ryugu (ein Cb-Typ) und Bennu (ein B-Typ) – die mittlerweile beprobt wurden – ist ihre Analyse essentiell, um ein Verständnis für diese rätselhaften Himmelskörper zu gewinnen.
Chondritische Meteoriten sind generell Bruchstücke relativ kleiner und undifferenzierter Himmelskörper. Ihre in ihnen enthaltenen Minerale liefern chemische Signaturen, die Auskünfte über die frühen Bedingungen der Planetesimalentstehung liefern. Neuerdings ist die Frage um die Lieferung von Volatilen an die terrestrischen Planeten ins Rampenlicht gerückt – wobei bedacht werden muss, dass die irdischen Planeten aus Planetesimalen aufgebaut wurden, welche unter weitaus stärker reduzierenden Bedingungen entstanden als die primordialen kohligen Chondrite.
In den entfernten Bereichen der protoplanetaren Scheibe hatten sich hochporöse, fragile, kohlenstoff- und wasserreiche Übergangsasteroiden gebildet. Diese wurden zu Ausgangskörpern der kohligen Chondrite. Kohlige Chondrite sind undifferenzierte Meteoriten, die zwar nie aufschmolzen, jedoch von anderweitigen physikalischen Prozessen wie thermische und wässrige Alteration betroffen wurden. Nur recht wenige sind zwar einer bedeutenden Alteration entkommen, tragen aber dennoch die Anzeichen für einen nassen Akkretionsvorgang.
Beschreibung mini|hochkant=1.6|Der Murchison-Meteorit mit Schmelzkruste
CM-Chondrite sind schwarze bis dunkelgraue Gesteine, die oft mit dem bloßen Auge noch zu erkennende kleine Einschlüsse und Chondrulen enthalten. Das Innere von CM1-Chondriten ist typischerweise mattschwarz und durchsetzt mit weißen, kristallinen Flecken. Das Gefüge von CM-Chondriten besteht oft vollständig aus Grundmasse (meist um 70 Volumenprozent schwankend), es können aber auch recht oft Chondrenpseudomorphosen (mit rund 20 Volumenprozent) und CAI-Texturen (mit ungefähr 5 Volumenprozent) beobachtet werden. Sie enthalten außerdem etwas an Metall (um 1 Volumenprozent). Nur CI-Chondrite haben einen noch höheren Matrixanteil.
Viele der CM-Chondrite sind Brekzien und einige der Brekzienproben wie beispielsweise Boroskino enthalten CM1-Klasten. Bereits mehrmals wurden CM1-Klasten in Fällen von CM2-Chondriten aufgefunden (Beispiele sind Boroskino und Mukundpura). Gesicherte CM1-Chondritenfälle sind aber bis auf den heutigen Tag unbekannt.
Physikalische Parameter Dichte Die Gesamtdichten sind bei CM-Chondriten mit 2,20 g/cm³ relativ niedrig, nur CI-Chondrite sind noch weniger dicht (z. B. der Orgueil-Meteorit). Der Schwankungsbereich der Messungen bewegt sich zwischen 1,88 und 2,47 g/cm³. Die wesentlich höheren Korndichten zeigen einen Durchschnittswert von 2,92 g/cm³, ihr Schwankungsbereich bewegt sich zwischen 2,74 und 3,26 g/cm³.
Porosität CM-Chondrite sind mit durchschnittlich 24,7 % recht porös – mit einer Schwankungsbreite von 15 bis 36,7 %. Der Murchison-Meteorit zeigt eine Gesamtporosität von 23 %.
Magnetische Suszeptibilität Die Magnetische Suszeptibilität χ ist bei CM-Chondriten niedriger als bei CI-Chondriten (wie beispielsweise Orgueil), jedoch in etwa vergleichbar mit LL-Chondriten. Log χ schwankt zwischen 3,30 und 4,30 – mit einem Durchschnittswert von 3,75 bis 3,93.
Mineralogie CM-Chondrite enthalten mehr als 30 Minerale, darunter Olivine und Pyroxene (mit mehr als 5 Volumenprozent). Die Olivine bestehen aus der Mischreihe Forsterit-Fayalit mit Betonung der forsteritischen Komponente. Die Pyroxene sind vorwiegend Calcium-arme Klinopyroxene, darunter Augit (Fassait), Diopsid und Pigeonit. Feldspate (beispielsweise Anorthit) treten als primäre Körner auf. Auch Feldspatvertreter wie Melilith, Nephelin oder Sodalith können angetroffen werden. Als Metall erscheint Taenit mit weniger als 20 Volumenprozent, seine Konzentration kann aber auch verschwindend gering werden. Im Subtypus 3.0 kann auch noch Kamacit angetroffen werden. Sulfide machen etwas mehr als 0,5 Volumenprozent aus. In der Matrix erscheinen Phyllosilikate. Darunter befinden sich Chlorit, Cronstedtit, Saponit, Serpentin, Tochilinit und Vermiculit. Kohlenstoffhaltige Verbindungen sind Carbide, Carbonate aber auch organische Verbindungen wie Aminosäuren. Als Carbid ist Cohenit anzuführen. Als Carbonate fungieren Aragonit, Calcit und Dolomit. Als Siliciumdioxid-Modifikation erscheint Cristobalit. Unter den Aminosäuren finden sich Alanin, Glycin, Serin und andere. Weitere, in CM-Chondriten bekannte Minerale sind Awaruit, Barringerit, Brucit, Chromit, Chrysotil, Daubréelith, Diamant, das Orthopyroxen Enstatit, Epsomit, Gehlenit, Gips, Goethit, Graphit, Grossit, Halit, Hibonit, Isocubanit, Limonit, Magnetit, Perowskit, Pyrrhotit, Schreibersit, Schwefel, Sphalerit und Spinell. Zu den Mineralen gesellt sich Glas.
Petrologie mini|hochkant=1.6|Der Murchison-Meteorit mit Schmelzkruste im Muséum national d’histoire naturelle in Paris
Alterationen Nach vollzogener Akkretion aus der protoplanetaren Scheibe – darunter Präsolare Körner, Chondren, refraktorische Einschlüsse und organische Substanzen – wurden viele dieser ursprünglichen Komponenten durch radiogen bedingte Erhitzung, durch Schockeinwirkung und assoziierter Deformation, durch Weltraumverwitterung und vor allem durch Wassereinwirkung teilweise umgewandelt oder gar zerstört.
Zu den Produkten der Wassereinwirkung auf das Meteoritengestein zählen feinkristalline Phyllosilikate im Submikrometerbereich (befinden sich vor allem in der feinkörnigen Grundmasse), Sulfide (kleiner als 100 μm), Karbonate und Eisenoxide. Diese Alterationsprodukte geben wiederum ihrerseits wertvolle Einblicke in die benötigten Zeitspannen der Umwandlungsprozesse und informieren über die Zufuhr von Wasser und anderer Volatile in Richtung innere Planeten.