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Primitive Achondrite / Primitive Achondrites
Achondrite sind eine sehr heterogene Klasse von Meteoriten, die keine Chondren aufweisen.
Sie stammen von differenzierten, mittelgroßen bis großen Asteroiden (Protoplaneten),
anderen Planeten (Mars und eventuell Merkur) oder dem Erdmond. Auf all diesen Körpern ist
es durch Schmelzprozesse zu einer Trennung von einem metallischen Kern und einem silikatischen
Mantel gekommen.
Den Übergang zwischen den undifferenzierten Chondriten und den differenzierten Achondriten
stellen die Primitiven Achondrite (PAC) dar. Auf deren Mutterkörpern ist es zwar zu einer starken
Metamorphose und auch zur Bildung vom Schmelzen und teilweisen Trennung von silikatischem und
metallischem Material gekommen, und neben größeren Metallanreicherungen z.T. auch schon zur
Bildung von einem metallischen Kern. Es hat jedoch noch keine komplette Differenzierung in Kern
und Mantel gegeben.
Eine eindeutige Trennung der Primitiven Achondrite von den Chondriten auf der einen Seite und
den Differenzierten Achondriten auf der anderen Seite ist nicht möglich. Einige Primitive
Achondrite weisen noch reliktische Chondren auf und überlappen so mit den Chondriten, zum Beispiel
die Acapulcoite oder die vorgeschlagene Gruppe der Tissemouminite. Die Metachondrite lassen sich
in Beziehung oder vermutete Beziehung zu verschiedenen Chondrit-Gruppen stellen und können von
gemeinsamen Mutterkörpern stammen.
Die Winonaite stammen von einem partiell differenzierten Körper, dessen äußere Lage noch Relikte
des chondritischen Vorläufermaterials aufweist, darunter finden sich metamorphe Lithologien
mit teilweise Trennung von Metall- und Sulfid-Schmelzen, residuales Material von Teilschmelzen
und ein nicht völlig differenzierter Kern, dem Ursprung der IAB-Meteoriten. Auch die Ureilite
stammen von einem bereits mäßig differenzierten Körper, auf dem es auch schon zu Krustenbildungen
gekommen ist. In einigen Klassifikationen wurden die Ureilite auch zu den Differenzierten
Achondriten gestellt.
In den ursprünglichen Klassifikationen auf rein petrografischer Grundlage beschränkte
sich die Bezeichnung Achondrite auf Steinmeteorite. Jedoch stammen der größte Teil der
Eisenmetorite und ebenso die Steineisenmeteorite ebenfalls von differenzierten Asteroiden.
Es ist deshalb sinnvoll, hier nach Beziehungen und eventuell gemeinsamen Mutterkörpern zu
suchen. Neuere Klassifikationen berücksichtigen dies zum Teil.
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• Ureilite
Ureilite
Bei dem Ureilit-Mutterkörper (Ureilite parent body, UPB) handelt es sich um einen
mäßig differenzierten Asteroiden. Die Ureilite leiten damit zu den Differenzierten
Achondriten über, zu denen sie nach einigen Klassifizierungen ehemals oder noch gezählt
werden. Der Mutterkörper der Ureilite wurde sehr frühzeitig in der Geschichte des
Sonnensystems zerstört.
Die Ureilite stellen ultramafische, Kohlenstoff-haltige Gesteine dar.
Generell lassen sich monomikte (unbrekziierte) und polymikte Ureilite unterschieden.
Erstere sind magmatische Gesteine mit grob- bis feinkörnigem Olivin (Forsterit) als
Hauptbestandteil. Die Zusammensetzung liegt bei Fo74 - Fo97 mit einem Cluster um Fo79-81
(Goodrich et al., 2015; Patzer et al., 2024). Typisch für Olivinkörner im Kontakt
mit intergranularem Material sind Magnesium-reichere Reduktionsränder. Sie bestehen
aus Forsterit nahe der Endglied-Zusammensetzung und weisen fein verteilte Einschlüsse
aus Metall auf. Weiterhin sind Clinopyroxen (hauptsächlich Pigeonit), Orthopyroxen
(seltener), sowie Akzessorien wie Graphit, Diamant, Lonsdaleit, Feldspat, Nickel-Eisen,
Troilit und andere Minerale vorhanden. Der Kohlenstoffgehalt liegt meist bei etwa 2 %,
kann aber auch bis zu 5 % betragen. Polymikte Ureilite weisen verschiedene Klasten aus
monomiktem Ureilit, Chondriten und anderen Materialien auf und dürften regolithischer
Entstehung sein.
Die Entstehung der Ureilite ist noch nicht genau bekannt. Sie könnten aus hoch
fraktionierten Schmelzen eines mäßig differenzierten Asteroiden vom C-Typ gebildet
worden sein, der durch einen Impakt zerstört wurde. Die ursprüngliche Größe
des Ureilit-Mutterkörpers ist nicht genau bekannt, die Schätzungen reichen von etwa
200 km Durchmesser bis etwa Mars-Größe. Sicher ist jedoch, dass der Körper zum
Zeitpunkt der Zerstörung noch sehr heiß war, um etwa 1200°C. Die Zerstörung
erfolgte bereits etwa 5 Millionen Jahre nach Bildung der CAIs (Goodrich et al, 2010; Patzer
et al., 2024, und Literatur darin) oder etwas später, um über 6,5 Millionen Jahre
danach (Bischoff et al., 2014). Aufschluss über die Prozesse geben die Reduktionsränder,
die als Ergebnis einer Reaktion von intergranularem Kohlenstoff mit der Fayalit-Komponente
des Olivins unter Bildung von metallischem Eisen und Reduzierung des Fe-Gehaltes im Olivin
infolge eines plötzlichen, starken Abfalls von Temperatur und Druck gedeutet werden.
Nach Untersuchung von Diffusionsraten in diesen Rändern kommen Patzer et al. (2024) zu
dem Schluss, dass sich infolge der katastrophalen Zerstörung des UPBs Fragmente im
Bereich von hauptsächlich 1 - 2 Metern Abmessung bildeten. Diese kühlten innerhalb
weniger Tage um mehrere 100 Grad ab, bis das System bei etwa 1100 K praktisch "eingefroren"
wurde und Diffusionsprozesse vernachlässigbar waren. Innerhalb dieser wenigen Tage fand
auch die Re-Akkretionierung der Fragmente zu sekundären Körpern statt. Diese stellen
die Quelle der auf der Erde gefallenen Ureilite dar. Die sekundären Körper unterlagen
später weiteren Veränderungen durch Impakte mit Regolithbildung und eventueller
erneuter Zerstörung und Re-Akkretionierung.
Neben der schon erwähnten grundlegenden Einteilung der Ureilite in monomikte und polymikte
Gesteinen lässt sich eine weitere Unterscheidung der vom UPB stammenden Gesteine vornehmen:
| | monomikt | | Olivin-Pigeonit-Ureilite
Olivin-Orthopyroxen-Ureilite
Olivin-Ureilite (Dunite)
UPB Trachyandesite |
| polymikt. |
Olivin-Pigeonit-Ureilite stellen Wehrlite bis Clinopyroxen-reiche Lherzolite dar und sind dabei am
häufigsten. Seltener finden sich Olivin-Orthopyroxen-Ureilite (Harzburgite bis Orthopyroxen-reiche
Lherzolite) und dunitische Olivin-Ureilite. Der Trachyandesit stellt petrologisch gesehen kein Ureilit
dar, da er nicht aus hauptsächlich Olivin und Pyroxen besteht. Er wird jedoch hier sinnvollerweise
mit aufgeführt, weil davon ausgegangen wird, dass er vom gleichen Mutterkörper stammt.
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Kenna. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit Kenna.
Achondrit, Ureilit, monomikt (Olivin-Pigeonit-Ureilit).
Fund Februar 1972. Kenna, Roosevelt County, New Mexico, USA. TKW 10,9 kg.
Kenna. Teilscheibe. Größe 26 x 16 mm. Gewicht 0,39 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Kenna besteht hauptsächlich aus Fe-reichem Forsterit (Fa21) sowie Pigeonit (En73Wo9Fs18) im
Verhältnis etwa 3 : 1. Der Olivin weist Ränder mit einer Zusammensetzung sehr nahe dem
Forsterit-Endglied (Fa1) auf. Schwarze, kohlenstoffreiche Partien enthaltem Graphit, Lonsdaleit
und Diamant. In einigen dünnen Schmelzadern finden sich Augit, Albit, K-Feldspat, Chromit
u.a. Der Kenna Ureilit weist eine komplexe Geschichte aus magmatischen, metamorphen und Schock-Prozessen
auf. Lonsdaleit und Diamant sind wahrscheinlich während eines Schock-Prozesses gebildet
worden, vielleicht im Zusammenhang mit der Zerstörung des Ureilit-Mutterkörpers (Berkley et
al., 1976).
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NWA 2625. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit NWA 2625.
Achondrit, Ureilit, monomikt (Olivin-Pigeonit-Ureilit).
Fund 2004. Nordwest Afrika (Marokko oder Algerien). TKW 305 g.
NWA 2625. Fragment. Größe 15 mm, Gewicht 3,08 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
NWA 2625 stellt einen mittel- bis grobkörnigen, monomikten Ureilit mit Forsterit und Pigeonit dar.
Olivin-Körner weisen im Kern eine Zusammensetzung Fa20.3 und im Rand Fa8-10.8 auf. Für den Pigeonit
wird Fs17.4Wo7.6 angegeben. Der Meteorit ist reich an Mikro-Diamanten, die vermutlich bei einem Impakt
entstanden sind.
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NWA 5884. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit NWA 5884.
Achondrit, Ureilit, monomikt (Olivin-Pigeonit-Ureilit).
Fund 2009. Nordwest Afrika. TKW 615 g.
NWA 5884. Teilscheibe. Größe 17 x 15 mm, Gewicht 2,11 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Der Ureilit NWA 5884 zeigt eine Kumulat-Textur aus grobkörnigem, Cr-reichen Olivin (Forsterit, Fa20.2 +/-0.2)
bis 1,5 mm Abmessung und Pigeonit (Fs17.5Wo5.9). Er enthält relativ viel Graphit.
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NWA 6158. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit NWA 6158.
Achondrit, Ureilit, monomikt (Olivin-Pigeonit-Ureilit).
Fund 2010. Nordwest Afrika. TKW 560 g.
NWA 6158. Vollscheibe. Größe 51 x 34 mm, Gewicht 6,9 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Es handelt sich um einen grobkörnigen Ureilit, der im wesentlichen aus Forsterit (Fa22.4)
und Pigeonit (Fs17.9-18.0 Wo11.2-11.3) besteht. Der Forsterit weist dunkle, reduzierte
Ränder (Fa3.2-6.1) auf, die sehr feinkörniges Fe-Metall enthalten. Untergeordnet findet
sich Kamacit als kleine Einschlüsse in den Silikaten.
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NWA 8167. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit NWA 8167.
Achondrit, Ureilit, monomikt (Olivin-Pigeonit-Ureilit).
Fund 2012. Nordwest-Bereich von Mauritanien. TKW 435 g.
NWA 8167. Vollscheibe. Größe 63 x 46 mm, Gewicht 21,52 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Es handelt sich um einen grobkörnigen, monomikten Ureilit. Er weist Olivin (Forsterit, 5.7-22.3) und
Pyroxen (Fs14-18Wo5) mit triple-junction-Korngrenzen auf. Die Korngröße liegt bei 0,4 - 2 mm. Der Meteorit
enthält Graphit und Metall (Kamacit, Ni=3.9, Co=0.5, Si<0.02 wt.%).
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NWA 12806. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit NWA 12806.
Achondrit, Ureilit, monomikt (Olivin-Pigeonit-Ureilit).
Fund 2019. Nordwest-Afrika. TKW 3,19 kg.
NWA 12806. Vollscheibe. Größe 114 x 83 mm, Gewicht 61 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
NWA 12806 weist eine Kumulat-Textur aus Olivin- und Pigeonit-Körnern auf. Weiterhin
ist etwas Graphit vorhanden. Der Olivin ist zonar aufgebaut, der Kern hat die
Zusammensetzung Fa20.9, der Rand Fa2.1-6.1.
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NWA 10870. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit NWA 10870.
Achondrit, Ureilit, monomikt, Schmelzgestein (Olivin-Orthopyroxen-Ureilit).
Fund 2016. Nordwest-Afrika. TKW 3,889 kg.
NWA 10870. Vollscheibe. Größe 72 x 46 mm, Gewicht 56,8 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Bei NWA 10870 handelt es sich um ein ureilitisches Schmelzgestein. Der Meteorit weist eine
feinkörnige, equigranulare Textur aus Olivin und Orthopyroxen mit häufigen triple junction-Korngrenzen
benachbarter Mineralkörner auf. Der Olivin (Forsterit, Fa22.3 +/- 0.3) ist chemisch homogen
zusammengesetzt. Orthopyroxen (Enstatit, Fs16.2 +/- 1.1, Wo2.8 +/- 0.8) zeigt eine schwache
Zonierung. Der Ureilit NWA 10870 enthält lamellare Verwachsungen von Daubreelit und Troilit.
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NWA 6915. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit NWA 6915.
Achondrit, Ureilit, monomikt (Olivin-Ureilit, Dunit).
Fund 2011. Nordwest-Afrika. TKW 89,6 g.
NWA 6915. Teilscheibe. Größe 22 x 17 mm, Gewicht 3 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Bei dem Meteoriten NWA 6915 handelt es sich um einen Ureiliten mit grobkörnigen Aggregaten aus Olivin.
Der Olivin (Forsterit) weist eine Zonierung von einer Zusammensetzung Fa18.8 im Kern bis Fa8.1 in den
Rändern auf. Selten finden sich Körner von Magnesium-reichen Pigeonit (Fs3.1-3.9Wo3.8-4.2.) und
metallischem Eisen. NWA 6915 ist sehr ungewöhnlich unter den Ureiliten, da er fast nur aus Olivin
besteht und als ein Dunit einzustufen ist.
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Dar al Gani 1047. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit Dar al Gani 1047.
Achondrit, Ureilit, polymikt.
Fund 16. Mai 1999. Dar al Gani Wüste, Al Jufrah, Libyen (27º 02' 09'' N, 16º 23' 07'' E). TKW 49,8 g.
Dar al Gani 1047. Endstück. Größe 21 x 10 mm, Gewicht 1,247 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Polymikte Ureilit-Brekzie, aus dem Regolith des Mutterkörpers. Neben verschiedenen Klasten
ist auch vereinzelt etwas Suessit, ein seltenes Eisensilicid, vorhanden.
Dar al Gani 1047. Endstück. Größe 12 mm, Gewicht 0,411 g. Sammlung
und Foto Thomas Witzke.
Ein Stück mit reichlich metallischem Suessit, Fe3Si (ein
seltenes Eisensilicid) sowie Forsterit und Enstatit. Von einer analysierten Probe
(Mikrosonde).
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Almahata Sitta. Achondrit, Ureilit.
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Meteorit Almahata Sitta, ehemaliger Asteroid 2008 TC3.
Achondrit, Ureilit, polymikt, anomal.
Fall 7. Oktober 2008. Almahata Sitta, Nordost-Sudan. TKW ca. 5 kg.
Almahata Sitta "MS-178". Vollscheibe. Größe 27 x 25 mm, Gewicht 2,9 g. Sammlung und
Foto Thomas Witzke.
Die Scheibe stammt von dem Exemplar MS-178. Es handelt sich um eine grobkörnige ureilitische Lithologie.
Bei dem Meteoriten Almahata Sitta handelt es sich um die Reste des Asteroiden 2008 TC3.
Der Asteroid wurde am 6. Oktober 2008 in rund 500.000 km Entfernung von der Erde entdeckt.
Bahnberechnungen ergaben, dass er am 7. Oktober 2008 auf der Erde in Nord-Sudan in der
Nubischen Wüste einschlagen wird. Es handelt sich um den ersten vorausberechneten Impakt
eines Asteroiden auf der Erde. Der 4 Meter große und etwa 80 Tonnen schwere Körper trat
zum vorausberechneten Zeitpunkt über dem nördlichen Sudan mit einer Geschwindigkeit von
12,8 km/s in die Erdatmosphäre ein und explodierte in etwa 37 km Höhe. Reste des Asteroiden
erreichten den Boden bei "Almahata Sitta" (arabisch für Station 6) der Bahnlinie zwischen
Wadi Halfa und Al Khurtum, Nordost-Sudan. Gefunden wurden ca. 250 kleine Stücke.
Almahata Sitta wurde als polymikter, anomaler Ureilit klassifiziert. Das Material weist neben
ureilitischen Komponenten auch zahlreiche andere Komponenten auf, die etwa 20 - 30 % des
gefundenen Materials repräsentieren. Bisher fanden sich in Proben von dem Almahata-Sitta-Fall
folgende Lithologien:
- feinkörnige Ureilite mit verschiedenen Olivin-Zusammensetzungen (mindestens 7 Lithologien),
- grobkörnige Ureilite (mindestens 5 Lithologien),
- Ureilit-Brekzien mit verschiedenen Korngrößen,
- hoch poröses ureilitisches Material,
- Trachyandesit, wahrscheinlich Krustenmaterial des Ureilit-Mutterkörpers,
- Enstatit-Chondrite (EH3, EH4-5, EL3, EL3-5, EL6, EH und EL Impaktschmelzen),
- Chondrite (H5, H5-6, L4-5),
- ein neuer Chondrit-Typ,
- ein kohliger Chondrit von Bencubbinit-Typ.
Wahrscheinlich hat sich das Material aus dem Zerstörungsschutt eines ureilitischen Asteroiden
agglomeriert und wurde später durch Impakte zusammengesintert. Das Fehlen von Gasen aus
dem Sonnenwind in den Klasten weist darauf hin, dass es sich nicht um eine Regolith-Brekzie
von der Oberfläche handelt, jedoch dürfte das Material sicher nicht aus größerer
Tiefe stammen.
In dem Meteoriten wurden neben Graphit auch Nanodiamanten nachgewiesen. Weiterhin fanden sich
auch auch aliphatische Kohlenwasserstoffe.
Almahata Sitta. Kleine Teilscheibe. Größe 6 x 4 mm, Gewicht 0,08 g. Sammlung und
Foto Thomas Witzke.
Die Teilscheibe stammt von einer feinkörnigen, porösen, kohlenstoff-reichen ureilitischen
Lithologie. In einer kataklastischen Matrix finden sich Mineralfragmente und Olivin-
und Pyroxen-dominante Klasten. Bei den Mineralfragmenten handelt es sich um Forsterit
(Fa8-15), Ca-armer Pyroxen, Pigeonit, Kamacit und Troilit (Zolensky, M.E. et al., 2009).
Almahata Sitta "MS-MU-011". Kleine Teilscheibe. Größe 6,5 x 3 mm,
Gewicht 0,087 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Bei Almahata Sitta "MS-MU-011" handelt es sich um einen Trachyandesit. Das Gestein
weist eine feinkörnige Textur auf und besteht aus ca. 85 % Feldspat und ca. 15 %
Pyroxen. Bei dem Feldspat handelt es sich um Albit mit einer Zonierung von An35Or1
im Kern bis An8Or3 im Rand. Bei dem Pyroxen handelt es sich um Pigeonit (En60-55Wo8)
und Augit (En42-45Wo35-39) (Mikouchi et al., 2018).
"MS-MU-011" repräsentiert Krustenmaterial des Ureilit-Mutterkörpers und stellt ein
Kristallisationsprodukt von einem Si-reichen Magma dar, das sich als Teilschmelze
aus ureilitischem Mantelgestein gebildet hat. Die Kristallisation erfolgte unter
oxidierenden Bedingungen. Die Sauerstoffisotopen-Daten entsprechen denen von normalen
Ureiliten. "MS-MU-011" belegt die Existenz von volatilem und SiO2-reichem
Magma auf einem kleinen planetaren Körper
vor etwa 4,56 Milliarden Jahren. Es dehnt die bisher bekannte vulkanische Aktivität
auf dem Ureilit-Mutterkörper um etwa 1 Million Jahre aus und verlegt die Zerstörung
des Körpers auf später als 6,5 Millionen Jahre nach der Entstehung der CAIs
(Bischoff et al., 2014).
Almahata Sitta "MS-CH". Fragment. Größe 5,5 x 4,5 mm, Gewicht 0,07 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Chondrit, ungruppiert, Typ 3.8.
Almahata Sitta wurde als polymikter, anomaler Ureilit klassifiziert, der ureilitische,
enstatit-chondritische und chondritische Lithologien enthält. Ein Fragment von 5,68 g,
bezeichnet als MS-CH, stellte sich als völlig neuer Chondrit-Typ heraus. Die mittlere
Chondrengröße liegt bei etwa 450 µm. Der Matrixanteil beträgt 45 %, der Metallanteil
bei 2,5 %. Das Material weist äquilibrierten Olivin (Forsterit, Fa36) auf. Der
TiO2-Gehalt im Cr-Spinell ist viel niedriger als bei
R-Chondriten. Die CAI's sind reich an Spinell. Magnetit, der für CK- und R-Chondrite
typisch ist, wurde nicht gefunden. Die Sauerstoff-Isotopendaten liegen zwischen denen
von Gewöhnlichen und R-Chondriten. Bisher ist keine Gruppe bekannt, die all diese
Charakteristika vereint (Horstmann et al., 2010).
Almahata Sitta "MS-179". Fragment. Größe 6 x 4 mm, Gewicht 0,02 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Enstatit-Chondrit, EL3-5.
Almahata Sitta "MS-MU-044". Endstück. Größe 10 x 6,5 mm, Gewicht 0,235 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Enstatit-Chondrit, EHb5.
Almahata Sitta "MS-181". Teilscheibe. Größe 8 x 5 mm, Gewicht 0,22 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Bencubbinit, CBa.
Ein Exemplar von 58.63 g aus dem Almahata Sitta-Fall konnte als Bencubbinit identifiziert
werden. Es besteht zu etwa 60 % aus Metall und 40 % Silikat. Das Metall bildet bis 8 mm
große Kamacit-Körner, in denen sich z.T. Chrom-haltiges FeS in unterschiedlichen
Anteilen findet. Verschiedene Chondren-Typen wie kryptokristalline, Barren-Pyroxen- und
porphyrische Olivin-(Pyroxen)-Chondren sind vorhanden. Der Olivin ist ein Forsterit mit
Fa3-4. Die Sauerstoffisotopendaten von MS-181 entsprechen klar denen von einem Bencubbinit.
Die kurzlebigen Isotope wie 54Mn oder 60Co zeigen eindeutig, dass es sich um einen rezenten
Fall handelt, der in Übereinstimmung mit den anderen Almahata-Sitta-Funden steht
(BISCHOFF et al., 2012). Nach 21Ne/26Al-Isotopenuntersuchungen liegt das
CRE bei ca. 20 Millionen Jahren.
Almahata Sitta "MS-MU 036". Kleine Teilscheibe. Größe 5 x 3 mm, Gewicht 0,085 g. Sammlung und Foto Thomas Witzke.
Ungruppierter Enstatit-Achondrit.
Das Exemplar Almahata Sitta "MS-MU 036" erwies sich als ein einzigartiger, metallreicher Enstatit-Achondrit.
Er enthält Enstatite mit verschiedener Zusammensetzung (En98.5Wo1.3, En96.5Wo3.2 und En60Wo40) sowie Si-reiches Fe-Metall und
akzessorische Sulfide.
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Literatur siehe Hauptseite Meteorite
Weitere verwendete Literatur:
Berkley, J.L. et al. (1976): The Kenna ureilite: an ultramafic rock with evidence for igneous, metamorphic, and shock origin.- Geochimica Cosmochimica Acta 40, 1429-1430
Bischoff, A. et al. (2014): Trachyandesitic volcanism in the early Solar System.- PNAS 111, 12689-12692
Goodrich, C. A.; Hartmann, W. K.; O'Brien, D. P.; Weidenschilling, S. J.; Wilson, L.; Michel, P. & Jutzi, M. (2015): Origin and History
of Ureilitic Material in the Solar System: The View from Asteroid 2008 TC3 and the Almahata Sitta Meteorite.- Meteoritics & Planetary
Science 50, 782-809
Mikouchi, T. et al. (2018): Almhata Sitta MS-MU-011 and MS-MU-012: Formation conditions of two unusual rocks
from the Ureilite parent body.- 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083)
Patzer, A.; Kowalski, J.; Di Rocco, T. & Pack, A. (2024): The catastrophic break-up of the ureilite parent
body: Modeling constraints on the debris size.- Meteoritics & Planetary Science 59, 1407-1420
Zolensky, M.E. et al. (2009): Mineralogy of the Almahata Sitta Ureilite.- 72nd Annual Meteoritical Society Meeting, 5183
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