Les plus communes parmi les météorites sont les chondrites. Ce sont des météorites en pierre, allant du gris clair au très foncé, avec une structure étonnante : elles contiennent des grains de chondrum arrondis, parfois bien visibles à la surface de la fracture et facilement colorables à la météorite. La taille des chondroms varie de microscopique à centimétrique. Ils occupent un volume important de météorite, parfois jusqu'à la moitié, et sont mal cimentés par la matrice interchondroïque.
La composition de la matrice est identique et parfois différente de celle du chondrome. Les chondromes brisés et leurs fragments se trouvent souvent dans le chondrome interchondrial.
Une telle structure n'est inhérente qu'aux météorites (et beaucoup d'entre elles !) et ne se trouve nulle part ailleurs. Pliées principalement par des silicates de fer-magnésie, les chondrites contiennent également du fer fin nickelé, des sulfures et d'autres minéraux. Il y a beaucoup d'hypothèses sur l'origine du Honduras, mais elles sont toutes controversées. Bref, l'origine des chondromes est encore inconnue. On distingue les chondrites HH, H, L et LL à très haute, basse et très basse teneur en fer libre. Par conséquent, le passage d'une catégorie à une autre réduit la teneur totale en fer (fer libre et silicate). En outre, il existe un groupe d'E-chondrites, dans lequel presque tout le fer est à l'état libre de sorte que les silicates obtiennent presque un magnésium, ainsi qu'un groupe de C-chondrites carbonées, dans lequel il y a très peu de fer, mais presque tout est dans les silicates.
Formation d'astéroïdes
Pendant la période de formation du Soleil, les conditions dans le disque de la protoplanète n'étaient, bien sûr, pas les mêmes à différentes distances du Soleil et ont changé avec le temps. La substance n'est restée froide que loin du Soleil. A proximité, il a été fortement réchauffé et la poussière a été exposée à une évaporation totale ou partielle. Ce n'est que plus tard, lorsque le gaz s'est refroidi, qu'il s'est condensé de nouveau, mais la plupart des substances volatiles contenues dans la poussière interstellaire se sont perdues et ne sont plus entrées dans la nouvelle poussière. L'évolution du disque protoplanétaire a conduit à la formation de planétésimaux en son sein, à partir desquels les planètes ont ensuite grandi.
La composition des planétésimaux formés à différentes distances héliocentriques, en raison de la composition différente des poussières qui se sont formées lors de leur construction, était différente.
Il se trouve que les astéroïdes sont des planétésimaux formés à la limite des zones chaudes et froides du disque protoplanétaire, qui ont survécu à ce jour. Bien que l'anneau d'astéroïdes ait une petite longueur (seulement environ 1 a. u. u.), la différence de conditions en elle était apparemment suffisante pour former un astéroïde S et C dissemblable. Il est tout à fait logique de penser que les astéroïdes S se sont formés dans une zone plus chaude, à des distances héliocentriques plus petites que les astéroïdes C, et se mélangent maintenant lentement. Cependant, comme seuls les corps qui se sont formés sur les orbites les plus stables ont survécu, leur mélange complet n'a pas eu lieu au cours des 4,5 milliards d'années passées.
C'est pourquoi les astéroïdes C gravitent toujours vers la partie externe de l'anneau et les astéroïdes S vers la partie interne. Mais lorsqu'ils entrent en collision, ils contaminent leurs surfaces respectives avec leur substance, et c'est probablement pourquoi la couleur des astéroïdes S et C change lentement avec la distance héliocentrique.
Des astéroïdes se sont formés dans le nuage protoplanétaire sous forme d'agrégats libres. La diminution de la gravité ne pouvait pas comprimer les hivers poussiéreux de la planète. En raison de la chaleur radioactive, ils ont été réchauffés. Ce chauffage, comme l'ont montré les calculs de J. Wood, a été très efficace : parce que le corps en vrac est bien maintenu au chaud. Le chauffage a commencé au stade de la croissance des astéroïdes. Leur substance dans les parties centrales du corps s'est réchauffée, s'est frittée et peut-être même fondue, et la poussière sur la surface de l'astéroïde a continué d'entrer en éruption, réapprovisionnant la couche isolante lâche.
La principale source de chaleur est maintenant considérée comme l'aluminium-26, le même aluminium-26, qui a été injecté un million d'années avant la formation des astéroïdes avec la substance d'une supernova dans la nébuleuse protosolaire.
Les collisions d'astéroïdes entre eux au début ont également entraîné le compactage de leur substance. Les astéroïdes sont devenus des corps compacts. Mais d'autres perturbations causées par la croissance des daims ont entraîné une augmentation de la vitesse à laquelle les collisions se sont produites. En conséquence, des corps plus ou moins compacts ont été brisés. Les collisions se sont répétées à maintes reprises, secouant, remuant, remuant les débris et les écrasant de nouveau. C'est pourquoi les astéroïdes modernes sont probablement mal emballés.
De petits fragments d'astéroïdes, bien sûr, viennent sur l'orbite de la Terre à partir de l'anneau d'astéroïdes. Ceci est dû au mécanisme de balancement orbital de résonance successif sous l'influence des perturbations planétaires, qui n'est pas encore tout à fait clair en détail. Mais le balancement ne se produit que dans certaines zones de l'anneau. Les astéroïdes provenant de différents endroits de l'anneau ont une efficacité différente, et les débris à proximité de l'orbite de la Terre peuvent ne pas être représentatifs des objets qui se déplacent au-delà de l'orbite de Mars.