CO-Chondrite sind eine Gruppe von Steinmeteoriten, die zur Klasse der kohligen Chondriten gehören. Sie sind die häufigste Gruppe der kohligen Chondrite.
Etymologie und Definition mini|hochkant=1.6|Der Typmeteorit Ornans, ausgestellt im MNHN in Paris
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 CO geht nach Wasson (1974) auf C für Englisch Carbonaceous chondrites oder abgekürzt CC (kohlige Chondrite) und O für die Typlokalität Ornans in Frankreich zurück. Die Gruppe der CO-Chondrite wird daher auch als Ornans-Gruppe oder als Ornans-Artige bezeichnet.
CO-Chondrite bilden innerhalb der kohligen Chondrite zusammen mit den verwandten CM-Chondriten den CM-CO-Clan. Sie stehen jedoch isotopisch den CV-Chondriten und den CK-Chondriten am nächsten, unterscheiden sich aber von den CV-Chondriten stark in ihrem Gefüge und weisen wesentlich niedrigere Chondrendurchmesser auf. Ferner sind CO-Chondren wesentlich deutlicher gegenüber der Grundmasse abgesetzt. Ihre Größe nähert sich vielmehr den CM-Chondriten an, welche aber mit 12 % ein wesentlich geringeres Volumen einnehmen.
Die Verbindung zu CM-Chondriten etabliert sich anhand von drei Charakteristika: sehr ähnliche Dimensionen der Chondren, deren wasserfreie Minerale vergleichbare Zusammensetzungen aufweisen die Häufigkeiten der refraktären (hochschmelzenden) und lithophilen Elemente sind kompatibel die Sauerstoffisotopenzusammensetzungen der Hochtemperaturminerale sind ebenfalls vergleichbar.
Diese enge Verwandtschaft der beiden Gruppen legt nahe, dass ihre Ausgangsmaterialien sehr ähnlicher Natur waren und dass sie womöglich vom selben Ausgangskörper stammen.
Häufigkeit Von CO-Chondriten sind bisher (Stand 2019) 539 Funde bekannt, wovon 294 (bzw. 54,5 %) aus der Antarktis stammen. Unter den kohligen Chondriten entsprechen diese 539 Funde einem Anteil von 27,1 %. Aufgezeichnet wurden 6 Meteoritenfälle unter insgesamt 40 Fällen der kohligen Chondrite (entsprechend 15 %).
Die Meteoritical Bulletin Database listet mittlerweile (Stand 2025) 781 CO-Chondrite – bei 3295 Gesamtfunden kohliger Chondrite sind dies 23,7 %. Außerdem sind jetzt 7 Fälle bekannt.
Vorkommen mini|hochkant=1.6|Schnittscheibe des Moss-Meteoriten aus Norwegen
Der älteste CO-Chondritenfund stammt aus dem Jahr 1868. Am 11. Juli war in Ornans im Osten Frankreichs die Typspezies der Gruppe niedergegangen – der als CO3.4 klassifizierte Ornans-Meteorit. Ihm folgte am 23. Juli 1872 ebenfalls in Frankreich in Lancé der Fall des Lancé-Meteorits, ein CO3.5. Im Jahr 1877 ereignete sich der Niedergang des Warrenton-Meteorits in Missouri, Vereinigte Staaten von Amerika. Mit dem Fall des Felix-Meteorits in Alabama im Jahr 1900 wurden erneut die USA zur Zielscheibe. Anschließend kam es im Jahr 1905 zum Fund des Minnichhof-Meteoriten bei Kroatisch Minihof im Burgenland in Österreich. Hierauf folgte 1937 der Fall des Kainsaz-Meteoriten in Turkestan, Russland. Erwähnenswert ist der Isna-Meteorit, der im Jahr 1970 bei Esna in Ägypten als CO3.8 aufgefunden wurde. Relativ dicht folgte ihm im Jahr 1975 der Fund des Colony-Meteoriten in Oklahoma, ein CO3.0. Zahlreiche Funde aus den 1990er Jahren stammen von Dar al-Gani in Libyen (beispielsweise Dar al-Gani 191 und Dar al-Gani 749). Im neuen Jahrtausend ist der Fall des Moss-Meteoriten bei Moss in Norwegen zu verzeichnen – ein CO3.6 aus dem Jahr 2006, der Meteorit Los-Vientos-123 gefunden im Jahr 2015 – ein CO3.1 aus Chile – sowie zahllose Meteoriten Nordwestafrikas, beispielsweise der Meteorit NWA 10119, gefunden im Jahr 2015. Dieser marokkanische Fund stellt sogar eine CO-Schmelzbrekzie dar. Der letzte Fall stammt aus dem Jahre 2023 – der Boorama-Meteorit von Awdal in Somalia.
Einführung Die Ornans-Artigen CO-Chondriten sind kohlige Chondriten, die bisher alle dem petrologischen Typus 3 zugeordnet wurden. Sie folgen hierbei einer metamorphen Abfolge wie sie auch in Gewöhnlichen Chondriten beobachtet werden kann. Das heißt mit zunehmender Aufheizung reicht ihr Spektrum vom Untertypus 3.0 bis zum Untertypus 3.9. Wässrige hydrothermale Alterationen waren in CO-Chondriten im Vergleich zu anderen kohligen Chondritengruppen sehr wahrscheinlich weniger ausschlaggebend. Folglich sind CO-Chondrite sehr gut dafür geeignet, die Auswirkungen milder thermischer Einwirkungen zu untersuchen.
Klassifikation Der metamorphen Abfolge versuchen drei verschiedene Klassifikationsschemata Rechnung zu tragen: das Schema von Scott und Jones reicht von 3.0 bis 3.7 das Schema von Chizmadia und Kollegen von 3.0 bis 3.8 und das Schema von Sears und Kollegen von 3.0 bis 3.9.
Mineralogie Folgende Minerale können in CO-Chondriten vorgefunden werden: Silikate mit dem Feldspat Plagioklas (Albit und Anorthit), den Feldspatvertretern Melilith, Nephelin und Sodalith, die Olivingruppe (Forsterit und Fayalit), Klinopyroxene und Orthopyroxene (Augit, Diopsid (Fassait), Enstatit, Hedenbergit, Hypersthen, Klinoenstatit und Pigeonit), das Inselsilikat Monticellit, der Granat Andradit, die Schichtsilikate Saponit, Serpentin und Smectit, ferner die Oxide Anatas, Chromit, Hercynit, Ilmenit, Korund, Magnetit, Perowskit und Spinell, als Metall Eisen mit den Varietäten Haxonit, Hibonit, Kamacit, Schreibersit, Taenit und Tetrataenit, die Sulfide Cohenit, Pentlandit, Pyrrhotit und Troilit, das Sulfat Anhydrit, die Elemente Diamant und Graphit, sowie Limonit als Umwandlungsmineral und Glas.
Als Sekundärminerale fungieren in Chondren, CAIs und AOAs unter Metamorphoseeinfluss die Minerale Andradit, eisenreicher Olivin, Hedenbergit, Ilmenit, Nephelin und Sodalith. Sekundärminerale fehlen aber in ursprünglichen CO3.0-Chondriten wie beispielsweise Allan Hills A77307.
Petrologie mini|hochkant=1.6|Der Kainsaz-Meteorit
Zusammensetzung In CO-Chondriten überwiegen Chondren mit bis zu 48 Volumenprozent (Schwankungsbreite 35 bis 45 Volumenprozent). An Grundmasse sind 34 Volumenprozent vorhanden (Schwankungsbreite 30 bis 45 Volumenprozent). Refraktäre Einschlüsse stellen 2 bis 10 Volumenprozent. Unter den refraktären Einschlüssen finden sich Calcium-Aluminium-reiche Einschlüsse (Englisch calcium-aluminium-rich-inclusions oder abgekürzt CAIs) mit bis zu 13 Volumenprozent als auch amöboide Olivinaggregate oder AOAs (engl. amoeboid olivine aggregates).
Metalle sind nur mit 0,1 Volumenprozent vertreten. Metallsulfide (metallisches Eisen-Nickel) zeigen jedoch eine Schwankungsbreite von 1,3 bis 5,9 Volumenprozent.
Der Kohlenstoffgehalt in CO-Chondriten ist mit weit weniger als 1,5 Gewichtsprozent relativ niedrig.
Framboide aus Magnetit fehlen.
Grundmasse CO-Chondrite gehören generell unter den kohligen Chondriten mit 30 bis 45 Volumenprozent zu den Grundmasse-reichen Meteoriten. Die Matrix weist in etwa denselben Anteil in CO- und in CV-Chondriten auf. Sie kann aber in CO-Chondriten von 50 bis auf 20 Volumenprozent zurückgehen und stellt sodann den niedrigsten Gehalt unter allen kohligen Chondriten.
Während der metamorphen Umwandlungen ändert sich die Grundmasse deutlich. Als Beispiel hierfür soll der in der Antarktis gefundene CO-Chondrit Allan Hills A 77307 (ein C03.0) dienen. Seine Grundmasse ist vollkommen unäquilibriert. Sie besteht aus einer amorphen Silikatkomponente sowie aus Olivin, Pyroxen, Magnetit, Kamacit, Pentlandit, Pyrrhotit und Anhydrit. Das Ganze wird von Phyllosilikaten mit ungeordnetem Lagenaufbau begleitet. Es kommen zwei Generationen von Olivin und Pyroxen vor. Die eine wird als primär angesehen und besteht aus nahezu reinem Forsterit (Fo99) im Submikrometerbereich sowie aus Enstatit. Die zweite ist sekundär und weitaus verbreiteter. Sie besteht aus schlecht kristallisiertem Olivin (Fo82 bis Fo28. Die Grundmassen in den Subtypen 3.1 bis 3.8 können keine winzige Körner von Forsterit und Enstatit vorweisen, vielmehr werden sie von feinkörnigem, eisenreichen Olivin dominiert. Mit zunehmendem petrologischem Typ verringert sich die Spanne der Olivinzusammensetzungen und der mittlere Fayalitgehalt der eisenreichen Matrixolivine nimmt systematisch von rund Fa66-68 im ALH A77307 (CO3.0) auf bis etwa Fa32 im Warrenton-Meteorit (CO3.7) ab.
Das Grundmassengefüge ändert sich nur wenig mit zunehmendem petrologischen Typ. Ab dem Warrenton-Meteorit (CO3.7) und dem Isna-Meteorit (CO3.8) wird das opake Erscheinungsbild zusehends unruhiger und trüber.
Eingeschlossen in die Matrix finden sich außerdem recht häufige Präsolare Körner, darunter präsolare Silikate. Auch die Häufigkeiten der Präsolaren Körner nehmen systematisch mit anwachsendem petrologischen Typ ab.
Bei der Umwandlung der Grundmasse spielte Wasser nur eine untergeordnete Rolle in CO-Chondriten. Allan Hills A 77307 enthält Phyllosilikate und Anhydrit, die wahrscheinlich an Ort und Stelle gebildet wurden. Es ist aber nicht ganz auszuschließen, dass sie antarktische Verwitterungsprodukte darstellen. Die Grundmasse vom Lancé-Meteorit (CO3.4), dessen Niedergang beobachtet wurde, enthält ebenfalls Phyllosilikate, die zum Teil Grundmassenolivine verdrängen. Der Kainsaz-Meteorit (CO3.2) und der Warrenton-Meteorit (CO3.7) führen in ihrer Matrix jedoch keine Phyllosilikate.
Chondren mini|hochkant=1.6|Balkenförmige Olivinchondre mini|hochkant=1.6|Radialstrahlige Pyroxenchondre
Die Chondren in CO-Chondriten sind mit rund 150 μm recht klein und haben somit insgesamt unter den kohligen Chondriten den kleinsten Durchmesser.
Bei ihnen überwiegen magnesiumreiche Chondren des Typus I, eisenreiche Chondren des Typus II sind bereits weitaus seltener und aluminiumreiche Chondren (englisch aluminium-rich chondrules oder abgekürzt ARC) sind selten.
Chondrenzusammenballungen kommen selten vor. Auch opake porphyrische Olivinchondren fehlen vollständig. Nichtporphyrische Chondren machen nur 0,8 Volumenprozent aus. Grobkörnige Chondrenränder sind selten. Das modale Verhältnis Matrix zu Chondren beträgt 0,4 bis 0,7 und ist unter den kohligen Chondriten ebenfalls am niedrigsten.
In ihrer Zusammensetzung nähern sich CO-Chondren noch am ehesten den CV-Chondren an. Die meisten Chondren sind porphyrische Olivinchondren (POs), bestehend aus nahezu reinem Forsterit. Eisenreichere Zusammensetzungen finden sich in Balkenolivinen und in radialstrahligen Pyroxenen, wobei bis zu Fo50 bzw. Fs50 verwirklicht ist. Wie auch im Fall der CV-Chondren sind CO-Chondren den Hochtemperaturkomponenten in Gewöhnlichen Chondriten sehr ähnlich.
Chondren des Typus IA manifestieren einen systematischen Anstieg im Fayalitgehalt des Olivins und im Ferrosilitgehalt des calciumarmen Pyroxens – in Abhängigkeit der Entwicklung vom petrologischen Subtypus 3.0 bis hin zu 3.8. Gleichzeitig erfolgt ein Rückgang im Calciumgehalt des Olivins. Chondren des Typus II zeigen einen ähnlichen Trend beim Calciumgehalt, jedoch nicht beim mittleren Fayalitgehalt. Eine Erklärung liegt darin, dass die Olivine der Typus II-Chondren in der Nähe des Fayalitgleichgewichts ihren Ausgang nahmen und es zu einem Diffusionsaustausch zwischen Grundmasse und Chondren gekommen war. Im Subtypus 3.8 wurde ein Gleichgewicht schließlich nahezu erreicht – jedoch nicht vollständig.
Auch die zwischen den Chondren gelegene Mesostasis zeigt mit zunehmendem petrologischen Typ einen Anstieg in der Alteration. Chondren im relativ unveränderten Meteorit Yamato (Y) 81020 – einem CO3.0 – haben Mesostasen mit nur wenig Nephelin. Ganz im Gegensatz hierzu zeigen 60 % der Chondren in Chondriten des Subtyps CO3.2 und mehr als 90 % der Chondren in Chondriten des Subtyps CO3.3 bis CO3.5 bereits Anzeichen für eine Alteration der Mesostasis geringen bis moderaten Ausmaßes – und Nephelin im Überfluss. Die Chondrenmesostasen im Meteorit Warrenton – einem CO3.7 – sind sodann nahezu vollständig von Nephelin oder von Nephelin-reichen Aggregaten ersetzt worden.
CAIs und AOAs