Chondrite CM

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Météorite de Mighei, tombée en 1889 en Ukraine. Chondrite carbonée (CM2). Conservée au Musée d'histoire naturelle de Londres (Royaume-Uni).

Une chondrite CM est une météorite appartenant à un groupe de météorites chondritiques sur le modèle du spécimen type, la météorite de Mighei. C'est le type le plus fréquent de la classe des météorites « chondrites carbonées », qui lui-même est un groupe rare par rapport aux chondrites ordinaires.

Présentation et taxonomie[modifier | modifier le code]

Les caisses principales des météorites sont les chondrites ordinaires et « carbonées », côté desquelles on trouve des classes inférieures rares comme celles des enstatites et des uréilites. Le terme « chondrite » indique que les spécimens contiennent (ou peuvent avoir contenu) des chondres dans une matrice. Celles-ci sont des gouttelettes refroidies de minéraux, antérieures aux météorites elles-mêmes. Le terme « carboné » distingue des chondrites ordinaires mais certaines météorites à enstatite et à uréilite peuvent avoir plus de carbone que les chondrites de type C[1]. Pourtant, toutes les chondrites C se distinguent des chondrites ordinaires par une teneur en carbone non négligeable (entraînant une couleur sombre), plus d'autres volatils, donnant une densité plus faible[2],[3]. Après la mise au point des classes, une définition plus rigoureuse a été trouvée : les chondrites C contiennent proportionnellement plus de magnésium que les chondrites ordinaires[4],[5],[6].

Les types de chondrites C comprennent les CI, CM, CO, CV, CK, CR et groupes inférieurs (CH, CB et les météorites C non classées). Les spécimens se voient attribuer un groupe selon leurs qualités pétrologiques et chimiques, groupe nommé à partir d'un exemple marquant. En résulte CI pour « comme Ivuna » (Ivuna-like), CM est donc « comme Mighei » (Mighei-like), CO, « comme Ornans », etc. Le groupe CM ressemble le plus aux chondrites CI et CO. La classification « CM-CO » est parfois utilisée[7],[8],[9]. Les trois groupes contiennent des isotopes de titane 50Ti et de chrome 54Cr clairement anormaux[10],[11].

Les chondrites C sont beaucoup plus rares que les chondrites ordinaires, mais le groupe CM en est « le type le plus abondant » du groupe des « carbonés »[12],[13]. Le catalogue des météorites MetCat, recense en tout, 16 chutes de CM (entrées observées, puis récupérations), et 193 découvertes (météorites avec entrées non observées, éventuellement anciennes)[14]. Le deuxième groupe de chondrites C le plus représenté est celui des CO — 16 chutes, 98 découvertes répertoriées. Les chondrites C ont cumulé donc, selon MetCat en 2023, 36 chutes et 435 découvertes.

Types pétrologiques[modifier | modifier le code]

Les chondrites C en général, dont notamment les chondrites CM, ont de faibles densités pour les météorites. Les CM sont légèrement plus denses (~ 2,1 gr/cc) que les CI, mais moins denses que les CO et les autres C-chondrites[15],[16]. Cela est dû à une combinaison de bréchification (roche lithifiée à partir de fragments de roches antérieures)[17] comprenant des porosités[2] et des matériaux constitutifs légers natifs (voir infra). Notons qu'il y a de rares CM non bréchifiés comme Y-791198 et ALH81002[18].

Basé principalement sur la pétrologie, les premiers scientifiques ont tenté de quantifier différentes météorites. Gustav Rose, à qui l'on doit les termes de « chondre », « chondrite » et « chondrites carbonées »[19], puis Tschermak ont conçu les premières taxonomies[20]. Dans le schéma de 1904 d' Aristides Brezina (en), les chondrites CM d'aujourd'hui seraient "K" (["kohlige Meteorite"])[21]. Wiik a publié le premier système moderne en 1956, divisant les météorites en types I, II et III. Les CM relevaient du Type II de Wiik[22].

Les chondrites CM sont par essence toutes de type II sur l'échelle pétrographique de Van Schmus et Wood définie en 1967. À ce moment-là, les récupérations de CI et de CM étaient suffisantes pour définir l'extrémité «gauche» de l'échelle (altération aqueuse)[23]. Les types 4 à 6 indiquent une altération thermique croissante et le type 3 est supposé inchangé[24].

Type 1 2 3 4 5 6 7
Homogénéité des compositions d'olivine et de pyroxène - > 5 % d'écarts moyens ≤ 5ɥ Homogène
État structurel du pyroxène à faible teneur en calcium - Principalement monoclinique > 20 % monoclinique ≤ 20 % monoclinique Orthorhombique
Degré de développement du feldspath secondaire - Grains primaires mineurs Grains secondaires < 2 μm Grains secondaires 2-50 μm Grains secondaires > 50 μm
Verre chondrale Altéré ou absent Principalement modifié, certains conservés Clair, isotrope Dévitrifié Absent
Métal : teneur maximale en nickel - < 20 % Taénite mineure ou absente > 20 % kamacite et taénite en relation d'exsolution
Sulfures : Teneur moyenne en Ni - > 0,5 % < 0,5 %
Texture globale Pas de chondres Limites nettes des chondres Certains chondres peuvent être discernés, moins d'arêtes vives Chondrules mal délimitées Textures primaires détruites
Matrice Grain fin, opaque Opaque à grain fin Opaque à transparent Transparent, recristallisé
Teneur en carbone en vrac ~ 2,8 % ~ 0,6–2,8 % ~ 0,2–1,0 % < 0,2 %
Teneur en eau en vrac ~ 20 % ~ 4-18 % 0,3-3 % < 1,5 %
Van Schmus, Bois 1967 ; Sears, Dodd 1988 ; Brearley, Jones 1998 ; Weisberg 2006[8]

Les groupes modernes « V » et « O » ont été désignés par Van Schmus en 1969 comme divisions de Type 3, comme « sous-classe C3V »et « C3O »[25]. Wasson a ensuite ajouté « C2M » en 1974, depuis lors, les C2M ont généralement été abrégés en « CM », tout comme les autres groupes[26].

Types pétrologiques par groupe
Groupe 1 2 3 4 5 6 7
CI
CM
RC
CH
CC
CV
CO
CK

D'après Weisberg et al. 2006[8], Giese et al. 2019[27]. Remarque : il existe un spécimen CV2 unique, désigné par Mundrabilla 012[28],[29].

Chondrules et similaires[modifier | modifier le code]

En tant que météorites de type 2, les chondrites CM possèdent encore certains chondres, les autres ont été modifiés ou dissous par l'eau. Les CO contiennent davantage de chondres ; quant aux CI, ils présentent soit des traces d'anciens chondres (« pseudomorphes »), soit, comme l'affirme certaines opinions, n'en ont jamais contenu. De nombreux chondres CM sont entourés de bords de minéraux accessoires, ou d'auréoles de matériaux de chondres altérés par l'eau[30],[31].

Les chondres des chondrites CM, bien qu'en moins grand nombre, sont plus grands que ceux des CO. Alors que les chondres des CM ont un diamètre moyen plus petit (environ 300 μm), ceux des CO sont exceptionnellement petits (environ 170 μm)[32],[33]. Cela peut s'expliquer par un biais du survivant : si l'eau dissout les chondres des CM élimine en premier ceux qui sont déjà petits, les plus grands peuvent subsister et être observés, bien qu'avec moins de matériau d'origine[34]. De même, les CM contiennent des inclusions mineures riches en calcium et en aluminium (CAI)[35],[36].

Matrice[modifier | modifier le code]

La matrice des CM (matériau broyé, entre les chondres) a été décrite comme « spongieuse »[37],[25].

Les grains de silicates d'olivine et de pyroxène sont également moins nombreux dans les météorites CM que dans les CO, mais plus nombreux que dans les CI. Comme pour les chondres, ces grains sont sensibles à l'eau et suivent la progression de l'eau de l'échelle pétrographique. Les grains de métal libre suivent également cette évolution. Les météorites CO contiennent des niveaux plus élevés de métal libre, tandis que les CI ont majoritairement oxydé le leur. Les CM se situent entre les deux[37],[38].

Métal libre et grains d'olivine/pyroxène ont été largement ou principalement altérés pour former la matière de la matrice[39]. Une météorite CM contiendra plus de matrice qu'une CO, mais moins qu'une CI (qui sont essentiellement constituées de matrice, selon Van Schmus & Wood 1967)[40].

En 1860, Friedrich Wöhler prétend par sérendipité que la matrice est faite de serpentinite[41]. En 1973, Fuchs et al., échoue à en identifier les phyllosilicates constitutifs, et définit la matrice comme « phase mal caractérisée » (PCP)[42]. La cronstedtite est décrite par Kurat et Kracher dans le magazine Meteoritics en 1975[43].

Tomeoka et Buseck, identifiant la cronstedtite et la tochilinite en 1985, ont nommé un matériau de matrice « FESON » (pour couches Fe-SO-Ni), ainsi que le rétroacronyme « phase partiellement caractérisée » pour PCP[44]. Les auteurs ultérieurs utiliseront le terme TCI, (intercroissances tochilinite-cronstedtite). la chlorite, la vermiculite et la saponite représentent les phyllosilicates moins courants[45],[46].

Sous-classification[modifier | modifier le code]

Le groupe CM est à la fois vaste et diversifié. Plusieurs tentatives ont été faites pour subdiviser le groupe au-delà du typage Van Schmus-Wood. McSween 1979 était une des premières propositions[12]. Après lui, ceux-ci ajoutent un suffixe après le type pétrologique, avec « CM2.9 » faisant référence à des spécimens de type CO moins altérés, et « CM2.0 » étant des météorites de type CI plus altérées. Aucun vrai spécimen 2.9 n'a été catalogué récemment.

L'étude McSween 1979 apporte un classement de la quantité de matrice par rapport à la quantité totale, et mesure l'épuisement du fer dans la matrice, pour quantifier les degrés d'altération les plus élevés[12].

L'étude Browning et al. 1996 conçoit une formule appelée « MAI » (indice d'altération minéralogique), quantifie la quantité de grains de silicate non altérés et gradue le niveau d'altération des chondres pour quantifier l'altération[47].

La publication Rubin et al. 2007 ajoute la mesure des carbonates, avec plus de dolomite et moins de calcite indiquant une altération plus élevée[48].

Howard et al. 2009, 2011 mesure l'abondance totale des phyllosilicates pour quantifier l'altération[49],[13].

L'étude Alexandre et al. 2012, 2013 mesure le niveau de deutérium, le rapport C/H et les isotopes d'azote pour quantifier l'altération[50],[51].

La recherche d'un système de classification se poursuit, car les systèmes existants diffèrent sur les spécimens. La météorite de Murchison est systématiquement classée comme peu altérée, les auteurs diffèrent toutefois sur certaines pierres plus altérées.

Exemples de transitions[modifier | modifier le code]

CM-CO
CM-CI

Eau[modifier | modifier le code]

Les chondrites CI et CM sont « riches en eau »[54],[55],[56]. Les CM contenant 3 à 14 % en poids d'eau[57]. L'eau est contenue dans la tochilinite[58],[59], la cronstedtite[60], et d'autres cristaux[61],[62],[59].

C'est cette eau, et non celles des comètes[63],[64], qui est à l'origine probable des océans de la Terre ce qui est mis en évidence par le traçage isotopique (principalement celui du deutérium, mais aussi d'autres éléments)[56],[65].

Inclusions fluides[modifier | modifier le code]

Des inclusions fluides contenant de l'eau de météorite sont décrites depuis longtemps[66],[67],[68], cependant, la présence native d'eau a été mise en doute en raison, par exemple, de la contamination par les liquides de coupe lors de la découpe en lames des échantillons[69],[70]. Des processus plus modernes permettent de nouvelles mesures avec la préparation sans eau[71],[72],[73].

Chimie[modifier | modifier le code]

Les chondrites carbonées, comme leur nom l'indique, contiennent des composés carbonés appréciables[74]. Les chondrites C comportent le carbone natif, des composés simples comme les carbures et carbonates métalliques, les chaînes organiques et les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP)[75],[76].

L'abondance en éléments de certains groupes de chondrites C — à l'exception notable d'hydrogène, d'hélium et de certains autres éléments, (voir infra) —[77],[78] est connue depuis longtemps pour sa ressemblance avec les valeurs d'abondance solaire[79],[80],[81]. Les chondrites CI, en particulier, leur correspondent « d'assez près, plus que tout autre type de matière météorique ou terrestre »[82] ; phénomène qualifié de « quelque peu miraculeux »[8]. Seules les planètes géantes gazeuses ont la masse pour retenir spécifiquement l'hydrogène et l'hélium. Cela s'étend à la plupart des gaz nobles, et à des quantités moindres les éléments N, O et C, les atmophiles. D'autres éléments - volatils et réfractaires - ont des correspondances entre les chondrites CI et la photosphère solaire et le vent solaire, de sorte que le groupe CI est utilisé comme étalon cosmochimique[83],[84]. Comme le soleil représente 99 % de la masse du système solaire, connaître l'abondance solaire est le point de départ de toute autre partie ou processus de ce système[85].

La correspondance solaire est similaire mais plus faible dans les chondrites CM. Les éléments plus volatils se sont quelque peu raréfiés par rapport aux CI, et les éléments plus réfractaires quelque peu enrichis[7],[83],[84].

Une petite quantité de matériaux météoritiques[86] se révèlent être de petits grains présolaires (PSG)[87],[88]. Ce sont des cristaux de matière qui baigne l'espace du système solaire, et qui date de l'époque présolaire. Les PSG comprennent le carbure de silicium (« moissanite »)[89] et les micro-diamants[90], ainsi que d'autres minéraux réfractaires tels que le corindon et le zircon[91]. Les niveaux d'isotopes de leurs éléments ne correspondent pas aux niveaux du système solaire, étant plutôt plus proches, par exemple, du milieu interstellaire. Les PSG eux-mêmes peuvent contenir des PSG plus petits[92].

Comme pour d'autres classes de météorites, la teneur en carbone est produite en assurée par des carbures (souvent de la cohenite, Fe3C avec par exemple des substitutions de nickel)[93] et des carbonates tels que la calcite et la dolomite[94],[95],[96]. La présence dans les chondrites CM de l'aragonite est un signe discriminant par rapport aux CI qui n'en contiennent peu ou pas[97].

Le total des composés carbonés dans les chondrites CM est inférieur à ceux des chondrites CI ; cependant, plus ceux-ci sont plus souvent des aromatiques[98]. Le profilage isotopique indique qu'il s'agit de météorites et non de terrestres[99].

Les matières organiques provenant des chondrites C se divisent en matière soluble et en IOM (matière organique insoluble). La fraction soluble céderait aux techniques de chimie du milieu du XXe siècle[100],[101], produisant de la paraffine, du naphtène et les aromatiques, avec d'autres apports[102].

L'OIM constitue, cependant, la nette majorité de la composante organique. En 1963, Briggs et Mamikunian le qualifiant de « très grand poids moléculaire ». L'IOM lui-même se divise en deux composants : thermiquement labile, et réfractaire[103].

Acides aminés[modifier | modifier le code]

Météorite de Murchison contenant des microcristaux de moissanite pré-solaire, tombée le à Murchison, état de Victoria en Australie. Galerie de minéralogie et de géologie du Muséum national d'histoire naturelle de Paris.

La présence d'acides aminés et d'autres composés organiques a été annoncée pour la première fois par plusieurs équipes[104],[105], cependant, les concentrations étaient faibles à indétectables[106],[107] et se révéla être une contamination terrestre[108],[109]. La chute de la météorite de Murchison en 1969 a fourni plus de 100 kg d'échantillon, c'est la plus grande CM jamais trouvée. Le bolide ont été récupéré rapidement, dans une zone sèche. Vu les progrès des techniques de biochimie et de pétrochimie, une réponse scientifique se dessine grâce aux météorites : les sucres[110] et les acides aminés[111],[112] existent dans l'espace. Cela inclut les acides aminés non terrestres[113],[114]. Plusieurs isotopes ne correspondent pas aux niveaux terrestres, preuve solide de non-contamination[115],[116],[117].

Les taux d'acides aminés sont plus élevés dans les CM que dans les CI[118].

On trouve également des nitriles/cyanures de type amino[119] et des hétérocycles[120]. Ces matières organiques apparentées peuvent être des produits de décomposition ou des précurseurs[121],[122],[123].

Chiralité[modifier | modifier le code]

Les premières analyses n'ont pas enregistré la rotation optique et ont donné des matières organiques météoritiques comme racémiques[124],[102]. Comme les acides aminés sont divers mais peu nombreux, la découverte de la chiralité météoritique n'a pu se faire qu'avec la séparation de l'IOM[125]. La latéralité de certaines matières organiques de météorite est maintenant admise (voir infra)[116], y compris dans la fraction organique soluble[126],[127].

Acides aminés météoritiques
nom Réf
Glycine 1
Alanine 1
Sérine 5
Isosérine 4
homosérine 4
β-homosérine 4
acide d-2,3-diaminopropanoïque 2
α-méthylsérine 4
Thréonine 5
Isothréonine 4
allo-Isothréonine 4
asperge 5
Acide 2,3-diaminobutanoïque 2
Acide glutamique 1
Valine 1
isovaline 3
Norvaline 3
Proline 1
Leucine 5
Isoleucine 5
Norleucine 3
2-méthylalanine 1
Isobutylamine 6
Histamine 5
isovaline 6
Sarcosine 1
1) Kvenvolden et al. 1970[113]. 2) Meierheinrich et al. 2004[128]. 3) Martins et al. 2015[129]. 4) Koga et al. 2017[114]. 5) Rudrasvami et al. 2018[130]. 6) Pizzarello & Yarnes 2018[127]

Gaz[modifier | modifier le code]

La première publication rapportant un gaz anormal dans une chondrite carbonée (Météorite de Murray) remonte à 1960[131]. Les « météorites riches en gaz » des autres classes hébergent leur gaz dans des liths sombres[132], dans la plupart des cas étroitement liés au CM[133].

Les gaz contenus dans les météorites comprennent les gaz primordiaux, solaires (à la fois le vent solaire et une composante distincte des éruptions solaires), radiogéniques (en raison de l'exposition aux rayons cosmiques) et fissiles (produits de désintégration)[134]. Les matériaux hôtes sont généralement carbonés[135], y compris les grains présolaires : diamant[136], carbure de silicium[137],[138], graphite[139], et organiques.

La météorite de Nogoya est une chondrite CM particulièrement riche en gaz[132],[140].

Les micrométéorites perdent des quantités importantes de leurs gaz lors de l'échauffement de la rentrée atmosphère[141], mais en livrent toujours des niveaux quantifiables[142].

Analyses isotopiques[modifier | modifier le code]

Les études isotopiques sont devenues essentielles dans l'examen des histoires naturelles[143]. L'oxygène, en particulier, produit des oxydes assez stables. Il faut des événements, des processus ou des énergies conséquents pour trier les isotopes par leurs légères différences de masse.

Les chondrites CM et CI ont une différence mesurable dans les niveaux d'isotopes d'oxygène. Cela suggère une température de formation différente, et donc une zone originelle différente dans le jeune système solaire. Les météorites CM et CO, quant à elles, montrent des isotopes d'oxygène similaires, indiquant une relation[7],[144],[145].

Hydrogène[modifier | modifier le code]

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Carbone[modifier | modifier le code]

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Azote[modifier | modifier le code]

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Provenance[modifier | modifier le code]

Les chondrites CM, et les autres chondrites C, sont soumises à un sérieux biais d'observation. Celles de type C sont friables, en raison à la fois de la porosité à macro-échelle et des matrices à micro-échelle de phyllosilicates, de nombreux chondres ayant également des couches telles que des phyllosilicates[146]. Elles ont été qualifiées de « tuf » (cendres volcaniques compactées)[147],[30].

À titre d'exemple, la météorite du lac Tagish a fourni environ 10 kg d'échantillons, provenant d'un météore estimé à une masse de 60-90 tonnes avant sa rentrée atmosphérique[148].

En revanche, de nombreuses météorites chondrites ordinaires sont plus résistantes[149] et surreprésentées[150]. Les météorites de fer le sont encore plus[151].

Les chondrites CI et CM notamment sont alors soumises à l'altération, une fois au sol. Comme de nombreux composants des chondrites C sont solubles dans l'eau, les chondrites ordinaires et les ferreuses sont plus susceptibles d'être reconnus et récupérés. Une plus grande couverture d'observation des déserts chauds et de l'Antarctique a permis de récupérer de nombreux spécimens de chondrite C[152],[153],[154].

Corps parent(s)[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Corps parent.

En tant que météorites carbonées, les CM et d'autres groupes proviennent normalement d'astéroïdes carbonés : explicitement les astéroïdes de type C et, à divers degrés, ceux de type G-, B- (y compris les obsolètes F-), D- et P[155],[156],[157]. Comme ceux de type carboné représentent la majorité des astéroïdes[158],[159],[160], mais que seulement un petit pourcentage des météorites récupérées[161], les effets de sélection/filtrage doivent être sévères.

Outre la diversité des CM et la diversité des types et sous-types d'astéroïdes C — en plus des astéroïdes et des planétoïdes eux-mêmes —, la question de la filiation reste ouverte à ce jour. La météorite Almahata Sitta a été cataloguée comme une uréilite, une classe de météorites entièrement différente. Cependant, elle est enregistrée en tant qu'astéroïde 2008 TC3. Une mesure de spectre brut a été prise avant la rentrée, ce qui aurait désigné 2008 TC3 en tant que type F ou B[162].

On constate qu'une certaine quantité d'altération de l'espace se produit sur les astéroïdes carbonés, ce qui complique les tentatives de relier les météorites à leurs corps parents par spectroscopie[163],[164],[165].

Il existe une hypothèse persistante selon laquelle tous les CM sont issus d'un seul parent[7],[166],[167] et une hypothèse alternative[168],[169].

Météorites polymictes[modifier | modifier le code]

Les météorites bréchiques faites de conglomérat des roches sont de deux sortes : les brèches monomictes (reformées à partir de fragments de roche sur un seul type) et les polymictes (incorporant différentes roches mères). Les météorites polymictes montrent les échanges entre des corps parents. Des matériaux de chondrite C sont souvent trouvés dans ces météorites[170],[171].

exemples

Micrométéorites et particules de poussière interplanétaires (IDP)[modifier | modifier le code]

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Questions ouvertes[modifier | modifier le code]

Liste des chondrites CM[modifier | modifier le code]

Spécimens notables[modifier | modifier le code]

Chondrites CM récemment récupérées[modifier | modifier le code]

 

Liste d'exemples
  • Aguas Zarcas - automne avril 2019. Spécimens récupérés rapidement, de plus 20 kg

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ (en) Scott et A. Krot, Treatise on Geochemistry, vol. 1, Elsevier, (ISBN 0-08-043751-6), p. 143, (chapitre : "Chondrites and their Components")
  2. ↑ a et b (en) D. Britt, « The porosity of dark meteorites and the structure of low-albedo asteroids », Icarus, vol. 143, no 1,‎ , p. 213 (DOI 10.1006/icar.2000.6374, Bibcode 2000Icar..146..213B)
  3. ↑ (en) R. Macke, G. Consolmagno et D. Britt, « Density, porosity, and magnetic susceptibility of carbonaceous chondrites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 46, no 12,‎ , p. 1842 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2011.01298.x, Bibcode 2011M&PS...46.1842M, S2CID 128721593)
  4. ↑ (en) H. Urey, « Criticism of Dr. B. Mason's paper on "The origin of meteorites" », Journal of Geophysical Research, vol. 66, no 6,‎ , p. 1988 (DOI 10.1029/JZ066i006p01988, Bibcode 1961JGR....66.1988U)
  5. ↑ (en) L. Ahrens, « Si-Mg fractionation in chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 28, no 4,‎ , p. 411 (DOI 10.1016/0016-7037(64)90115-2, Bibcode 1964GeCoA..28..411A)
  6. ↑ (en) L. Ahrens, « Observations on the Fe-Si-Mg relationship in chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 29, no 7,‎ , p. 801 (DOI 10.1016/0016-7037(65)90032-3, Bibcode 1965GeCoA..29..801A)
  7. ↑ a b c et d (en) G. Kallemeyn et J. Wasson, « The compositional classification of chondrites-I. The carbonaceous chondrite groups », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 45, no 7,‎ , p. 1217 (DOI 10.1016/0016-7037(81)90145-9, Bibcode 1981GeCoA..45.1217K)
  8. ↑ a b c et d (en) M. Weisberg, T. McCoy et A. Krot, Meteorites and the Early Solar System II, vol. 45, Tucson, University of Arizona Press (no 7), (DOI 10.1016/0016-7037(81)90145-9, Bibcode 1981GeCoA..45.1217K), « Systematics and Evaluation of Meteorite Classification », p. 19
  9. ↑ (en) « CM-CO clan chondrites », Meteoritical Bulletin: Search the Database, sur www.lpi.usra.edu, The Meteoritical Society (consulté le )
  10. ↑ (en) A. Trinquier, T. Elliott, D. Ulfbeck et C. Coath, « Origin of Nucleosynthetic Isotope Heterogeneity in the Solar Protoplanetary Disk », Science, vol. 324, no 5925,‎ , p. 374–6 (PMID 19372428, DOI 10.1126/science.1168221, Bibcode 2009Sci...324..374T, S2CID 6120153)
  11. ↑ (en) L. Qin, D. Rumble, C. Alexander et R. Carlson, « The chromium isotopic composition of Almahata Sitta », Meteoritics & Planetary Science, vol. 45, no 1533,‎ , p. 1771 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2010.01109.x, Bibcode 2010LPI....41.1910Q, S2CID 55170869)
  12. ↑ a b et c (en) H. McSween, « Alteration in CM carbonaceous chondrites inferred from modal and chemical variations in matrix », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 43, no 11,‎ , p. 1761 (DOI 10.1016/0016-7037(79)90024-3, Bibcode 1979GeCoA..43.1761M)
  13. ↑ a et b (en) K. Howard, G. Benedix, P. Bland et G. Cressey, « Modal mineralogy of CM chondrites by X-ray Diffraction (PSR-XRD) », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 75,‎ , p. 2735 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2004.tb00046.x)
  14. ↑ (en) « Catalogue of Meteorites - Catalogue of Meteorites (MetCat) - Data Portal », sur data.nhm.ac.uk (consulté le )
  15. ↑ (en) D. Britt et G. Consolmagno, « Stony meteorite porosities and densities: A review of the data through 2001 », Meteoritics & Planetary Science, vol. 38, no 8,‎ , p. 1161 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2003.tb00305.x, Bibcode 2003M&PS...38.1161B)
  16. ↑ (en) B. Carry, « Density of asteroids », Planetary and Space Science, vol. 73, no 1,‎ , p. 98 (DOI 10.1016/j.pss.2012.03.009, Bibcode 2012P&SS...73...98C, arXiv 1203.4336, S2CID 119226456)
  17. ↑ (en) A. Bischoff et S. Ebert « Breccia Classification of CM Chondrites » () (Bibcode 2017LPICo1987.6089B, consulté le )
    —80th Meteoritical Society
  18. ↑ (en) L. Chizmadia et A. Brearley « Aqueous Alteration Of Carbonaceous Chondrites: New Insights From Comparative Studies Of Two Unbrecciated CM2 Chondrite, Y-791198 And ALH81002 » () (Bibcode 2004LPI....35.1753C, consulté le )
    —LPS XXXV
  19. ↑ (de) G. Rose, Physik. Abhandl. Akad. Wiss., Berlin, , p. 23
  20. ↑ (de) G. Tschermak, « Beitrag zur Classification der Meteoriten », Math. -Naturw. Cl., Sitzber. Akad. Wiss., vol. 85, no 1,‎ , p. 347–71
  21. ↑ (en) Aristides Brezina, « The Arrangement of Collections of Meteorites », Proc. Am. Philos. Soc., vol. 43, no 176,‎ , p. 211–247 (JSTOR 983506)
  22. ↑ (en) H. Wiik, « The chemical composition of some stony meteorites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 9, no 5,‎ , p. 279 (DOI 10.1016/0016-7037(56)90028-X, Bibcode 1956GeCoA...9..279W)
  23. ↑ Les chondrites CI, le Van Schmus Wood Type 1, équivaut au Type I de Wiik, etc.
  24. ↑ (en) W. Van Schmus et J. Wood, « A chemical-petrologic classification for the chondritic meteorites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 31, no 5,‎ , p. 747 (DOI 10.1016/S0016-7037(67)80030-9, Bibcode 1967GeCoA..31..747V)
  25. ↑ a et b (en) Meteorite Research, Dordrecht, D. Reidel Publishing Company, (ISBN 978-94-010-3413-5), « Mineralogical, Petrology, and Classification of Types 3 and 4 Carbonaceous Chondrites », p. 480
  26. ↑ (en) J. Wasson, Meteorites: Classification and Properties, New York, Springer-Verlag, (ISBN 978-3-642-65865-5)
  27. ↑ (en) Claudia-Corina Giese, Inge Loes Ten Kate, Oliver Plümper, Helen E. King, Christoph Lenting, Yang Liu et Alexander G. G. M. Tielens, « The evolution of polycyclic aromatic hydrocarbons under simulated inner asteroid conditions », Meteoritics & Planetary Science, vol. 54, no 9,‎ , p. 1930 (DOI 10.1111/maps.13359, Bibcode 2019M&PS...54.1930G)
  28. ↑ (en) « Meteoritical Bulletin: Entry for Mundrabilla 012 », Meteoritical Bulletin, The Meteoritical Society (consulté le )
  29. ↑ (en) « Mundrabilla 012 meteorite, Mundrabilla Roadhouse, Dundas Shire, Western Australia, Australia », sur Mindat.org (consulté le )
  30. ↑ a et b (en) T. Bunch et S. Chang « Carbonaceous chondrite (CM) phyllosilicates: condensation or alteration origin? » () (Bibcode 1978LPI.....9..134B, consulté le )
    —Lunar and Planetary Science IX
  31. ↑ (en) K. Metzler et A. Bischoff, Chondrules and the Protoplanetary Disk, NASA-CR-197121, , « Constraints on chondrule agglomeration from fine-grained chondrule rims », p. 23
  32. ↑ (en) W. Choe, H. Huber, A. Rubin et G. Kallemeyn, « Compositions and taxonomy of 15 unusual carbonaceous chondrites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 45, no 4,‎ , p. 531 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2010.01039.x, Bibcode 2010M&PS...45..531C, S2CID 16839084)
  33. ↑ (en) A. Rubin, « Size‐frequency distributions of chondrules in CO3 chondrites », Meteoritics, vol. 24, no 3,‎ , p. 179 (DOI 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00960.x, Bibcode 1989Metic..24..179R)
  34. ↑ (en) A. Rubin, « Correlated petrologic and geochemical characteristics of CO3 chondrites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 33, no 2,‎ , p. 385 (DOI 10.1111/j.1945-5100.1998.tb01644.x, Bibcode 1998M&PS...33..385R, S2CID 129404145)
  35. ↑ (en) A. Rubin, « Petrography of refractory inclusions in CM2.6 QUE 97990 and the origin of melilite‐free spinel inclusions in CM chondrites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 42, no 10,‎ , p. 1711 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00532.x, Bibcode 2007M&PS...42.1711R)
  36. ↑ (en) D. Hezel, S. Russell, A. Ross et A. Kearsley, « Modal abundances of CAIs: Implications for bulk chondrite element abundances and fractionations », Meteoritics & Planetary Science, vol. 43, no 11,‎ , p. 1879 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2008.tb00649.x, Bibcode 2008M&PS...43.1879H, arXiv 0810.2174, S2CID 119289798)
  37. ↑ a et b (en) D. Barber, « The Matrix of C2 and C3 Carbonaceous Chondrites », Meteoritics, vol. 12,‎ , p. 172 (Bibcode 1977Metic..12..172B)
  38. ↑ (en) D. Barber, « Matrix phyllosilicates and associated minerals in C2M carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 45, no 6,‎ , p. 945 (DOI 10.1016/0016-7037(81)90120-4, Bibcode 1981GeCoA..45..945B)
  39. ↑ (en) J. Wood, « Chondrites: Their metallic minerals, thermal histories, and parent planets », Icarus, vol. 6, no 1,‎ , p. 1–49 (DOI 10.1016/0019-1035(67)90002-4, Bibcode 1967Icar....6....1W)
  40. ↑ (en) J. Wood, « Olivine and pyroxene compositions in type II carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 31, no 10,‎ , p. 2095 (DOI 10.1016/0016-7037(67)90144-5, Bibcode 1967GeCoA..31.2095W)
  41. ↑ (de) F. Wöhler et Wilhelm Karl von Haidinger, « Neuere Untersuchungen über die Bestandtheile des Meteor Steines vom Capland », Sitzungsberichte der Akademie der Wissenschaften mathematisch-naturwissenschaftliche Klasse, vol. 41,‎ , p. 565
  42. ↑ (en) L. Fuchs, E. Olsen et K. Jensen, « Mineralogy, mineral-chemistry, and composition of the Murchison (C2) meteorite », Smithsonian Contributions to the Earth Sciences, no 10,‎ , 1–39 (DOI 10.5479/si.00810274.10.1, lire en ligne Inscription nécessaire)
  43. ↑ (en) G. Kurat et A. Kracher, « Preliminary report on the Cochabamba carbonaceous chondrite », Meteoritics, vol. 10,‎ , p. 432–433 (Bibcode 1975Metic..10..432K)
  44. ↑ (en) K. Tomeoka et P. Buseck, « Indicators of aqueous alteration in CM carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 49, no 10,‎ , p. 2149–2163 (DOI 10.1016/0016-7037(85)90073-0)
  45. ↑ (en) D. Barber, « Phyllosilicates and other layer-structured minerals in stony meteorites », Clay Minerals, vol. 20, no 4,‎ , p. 415–454 (DOI 10.1180/claymin.1985.020.4.01, S2CID 129110766)
  46. ↑ (en) D. Lauretta et H. McSween, Meteorites And The Early Solar System II, Tucson, University of Arizona Press, (ISBN 9780816525621), « The Action of Water », p. 588
  47. ↑ (en) L. Browning, H. McSween et M. Zolensky, « Correlated alteration effects in CM carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 60, no 14,‎ , p. 2621 (DOI 10.1016/0016-7037(96)00121-4, Bibcode 1996GeCoA..60.2621B)
  48. ↑ (en) A. Rubin, J. Trigo-Rodriguez, H. Huber et J. Wasson, « Progressive aqueous alterations of CM carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 71, no 9,‎ , p. 2361 (DOI 10.1016/j.gca.2007.02.008, Bibcode 2007GeCoA..71.2361R)
  49. ↑ (en) K. Howard, G. Benedix, P. Bland et G. Cressey, « Modal mineralogy of CM2 chondrites by X-ray diffraction (PSD-XRD). Part 1: Total phyllosilicate abundance and the degree of aqueous alteration », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 73, no 15,‎ , p. 4576 (DOI 10.1016/j.gca.2009.04.038, Bibcode 2009GeCoA..73.4576H)
  50. ↑ C. Alexander et R. Bowden « The Classification of CM and CR Chondrites Using Bulk H Abundances and Isotopes » ()
    —43rd LPSC
  51. ↑ (en) C. Alexander, K. Howard, R. Bowden et M. Fogel, « The classification of CM and CR chondrites using bulk H, C N abundances and isotopic compositions », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 123,‎ , p. 244 (DOI 10.1016/j.gca.2013.05.019, Bibcode 2013GeCoA.123..244A)
  52. ↑ (en) R. Hewins et M. Bourot-Denise, « The Paris meteorite, the least altered CM chondrite so far », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 124,‎ , p. 190 (DOI 10.1016/j.gca.2013.09.014, Bibcode 2014GeCoA.124..190H)
  53. ↑ (en) M. Bourot-Denis, B. Zanda, Y. Marrocchi et R. Greenwood, « Paris: The slightly altered, slightly metamorphosed CM that bridges the gap between CMs and COs », 41st LPSC, no 1683,‎ , p. 1683 (Bibcode 2010LPI....41.1683B)
  54. ↑ (en) D. Ostrowski, C. Lacy, K. Gietzen et D. Sears, « IRTF spectra for 17 asteroids from the C and X complexes: A discussionof continuum slopes and their relationships to C chondrites and phyllosilicates », Icarus, vol. 212, no 2,‎ , p. 682–696 (DOI 10.1016/j.icarus.2011.01.032, Bibcode 2011Icar..212..682O)
  55. ↑ (en) C. Alexander, K. McKeegan et K. Altwegg, « Water Reservoirs in Small Planetary Bodies: Meteorites, Asteroids, and Comets », Space Science Reviews, vol. 214, no 1,‎ , p. 36 (PMID 30842688, PMCID 6398961, DOI 10.1007/s11214-018-0474-9, Bibcode 2018SSRv..214...36A)
  56. ↑ a et b (en) J. Trigo-Rodríguez, A. Rimola, S. Tanbakouei et V. Cabedo Soto, « Accretion of water in carbonaceous chondrites: current evidence and implications for the delivery of water to early earth », Space Science Reviews, vol. 215, no 1,‎ , p. 18 (DOI 10.1007/s11214-019-0583-0, Bibcode 2019SSRv..215...18T, arXiv 1902.00367, S2CID 119196857)
  57. ↑ (en) M. D’Angelo, S. Cazaux, I. Kamp et W. Thi, « On water delivery in the inner solar nebula: Monte Carlo simulations of forsterite hydration », Astronomy & Astrophysics, vol. 622,‎ , A208 (DOI 10.1051/0004-6361/201833715, Bibcode 2019A&A...622A.208D, arXiv 1808.06183, S2CID 55659350)
  58. ↑ (en) J. Gooding et M. Zolensky « Thermal Stability Of Tochilinite » () (consulté le )
    —LPSC XVIII
  59. ↑ a et b (en) T. Nakamura et M. Matsuoka « Mineralogical, Spectral, and Compositional Changes During Heating of Hydrous Carbonaceous Chondrites » () (consulté le )
    —Lunar and Planetary Science XLVIII
  60. ↑ (en) P. Beck, E. Quirico, G. Montes-Hernandez et L. Bonal, « Hydrous mineralogy of CM and CI chondrites from infrared spectroscopy and their relationship with low albedo asteroids », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 74, no 16,‎ , p. 4881–4892 (DOI 10.1016/j.gca.2010.05.020, Bibcode 2010GeCoA..74.4881B)
  61. ↑ (en) P. Buseck et X. Hua, « Matrices Of Carbonaceous Chondrite Meteorites », Annu. Rev. Earth Planet. Sci., vol. 21,‎ , p. 255–305 (DOI 10.1146/annurev.ea.21.050193.001351, Bibcode 1993AREPS..21..255B)
  62. ↑ (en) D. Takir, J. Emery, H. Mcsween et C. Hibbitts, « Nature and degree of aqueous alteration in CM and CI carbonaceous chondrites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 48, no 9,‎ , p. 1618–1637 (DOI 10.1111/maps.12171, Bibcode 2013M&PS...48.1618T, S2CID 129003587)
  63. ↑ (en) A. Morbidelli, J. Chambers, Jonathan I. Lunine et Jean-Marc Petit, « Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth », Meteoritics & Planetary Science, vol. 35, no 6,‎ , p. 1309–20 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x, Bibcode 2000M&PS...35.1309M)
  64. ↑ (en) L. Hallis, « D/H ratios of the inner Solar System », Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences, vol. 375, no 2094,‎ , p. 20150390 (PMID 28416726, PMCID 5394254, DOI 10.1098/rsta.2015.0390, Bibcode 2017RSPTA.37550390H)
  65. ↑ (en) C. Alexander, R. Bowden, M. Fogel et K. Howard, « The Provenances of Asteroids, and Their Contributions to the Volatile Inventories of the Terrestrial Planets », Science, vol. 337, no 6095,‎ , p. 721–723 (PMID 22798405, DOI 10.1126/science.1223474, Bibcode 2012Sci...337..721A, S2CID 206542013)
  66. ↑ (en) A. Yasinskaya, Fluid Inclusion Research- Proc. COFFI 2, , 149–153 p., « Inclusions in stony meteorites »
  67. ↑ (en) C. Fieni, M. Bourot-Denise, P. Pellas et J. Touret, « Aqueous fluid inclusions in feldspars and phosphates from Peetz Chondrite », Meteoritics, vol. 13,‎ , p. 460–461 (Bibcode 1978Metic..13..460F)
  68. ↑ (en) D. Mattey, C. Pillinger et A. Fallick, « H isotopic composition of water in fluid inclusions in the Peetz L6 Chondrite », Meteoritics & Planetary Science, vol. 18,‎ , p. 348
  69. ↑ (en) R. Rudnick, L. Ashwal, D. Henry et E. Gibson, « Fluid inclusions in stony meteorites- a cautionary note », 15th LPS, vol. 90 Suppl, no 669,‎ , C669-75 (PMID 11542002, DOI 10.1029/jb090is02p0c669)
  70. ↑ (en) R. Bodnar et M. Zolensky, « Fluid Inclusions in Meteorites: Are They Useful, and Why are They So Hard to Find? », Meteoritics & Planetary Science, vol. 35, no 5,‎ , A29
  71. ↑ (en) J. Saylor, M. Zolensky, R. Bodnar et L. Le, « Fluid Inclusions In Carbonaceous Chondrites », LPS Xxxii, no 1875,‎ , p. 1875 (Bibcode 2001LPI....32.1875S)
  72. ↑ (en) M. Zolensky, « Liquid Water in Asteroids: Evidence from Fluid Inclusions in Meteorites », Astrobiology Science Conference 2010, vol. 1538, no 5278,‎ , p. 5278 (Bibcode 2010LPICo1538.5278Z)
  73. ↑ (en) H. Yurimoto, S. Itoh et M. Zolensky, « Isotopic compositions of asteroidal liquid water trapped in fluid inclusionsof chondrites », Geochemical Journal, vol. 48, no 6,‎ , p. 549–560 (DOI 10.2343/geochemj.2.0335, Bibcode 2014GeocJ..48..549Y)
  74. ↑ (en) V. Pearson, M. Sephton, I. Franchi et J. Gibson, « Carbon and nitrogen in carbonaceous chondrites: Elemental abundances and stable isotopic compositions », Meteoritics & Planetary Science, vol. 41, no 12,‎ , p. 1899 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2006.tb00459.x, Bibcode 2006M&PS...41.1899P, S2CID 59383820)
  75. ↑ (en) J. Hayes, « Organic constituents of meteorites—a review », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 31, no 9,‎ , p. 1395–1440 (DOI 10.1016/0016-7037(67)90019-1)
  76. ↑ (en) O. Botta et J. Bada, « Extraterrestrial Organic Compounds in Meteorites », Surveys in Geophysics, vol. 23, no 5,‎ , p. 411–67 (DOI 10.1023/A:1020139302770, Bibcode 2002SGeo...23..411B, S2CID 93938395)
  77. ↑ (en) H. Holweger, « The solar Na/Ca and S/Ca ratios: A close comparison with carbonaceous chondrites », Earth and Planetary Science Letters, vol. 34, no 1,‎ , p. 152 (DOI 10.1016/0012-821X(77)90116-9, Bibcode 1977E&PSL..34..152H)
  78. ↑ (en) E. Anders et M. Ebihara, « Solar-system abundances of the elements », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 46, no 11,‎ , p. 2363 (DOI 10.1016/0016-7037(82)90208-3, Bibcode 2014pacs.book...15P)
  79. ↑ (en) H. Suess, « Die kosmische häufigkeit der chemischen elemente », Experientia, vol. 5, no 7,‎ , p. 266–70 (PMID 18146573, DOI 10.1007/BF02149939, S2CID 11969464)
  80. ↑ (en) H Urey H Suess, « Abundances of the Elements », Rev. Mod. Phys., vol. 28, no 1,‎ , p. 53 (DOI 10.1103/RevModPhys.28.53, Bibcode 1956RvMP...28...53S)
  81. ↑ (en) M. Asplund, N. Grevesse, AJ Sauval et P. Scott, « The chemical composition of the Sun », Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 47, no 1,‎ , p. 481–522 (DOI 10.1146/annurev.astro.46.060407.145222, Bibcode 2009ARA&A..47..481A, arXiv 0909.0948, S2CID 17921922)
  82. ↑ (en) E. Anders, « Origin, age, and composition of meteorites », Space Science Reviews, vol. 3, nos 5–6,‎ , p. 5 (DOI 10.1007/BF00177954, Bibcode 1964SSRv....3..583A, S2CID 122077103)
  83. ↑ a et b (en) Aruna Goswami et B. Eswar Reddy « Principles and Perspectives in Cosmochemistry: Lecture Notes of the Kodai School on 'Synthesis of Elements in Stars' » ()
    — (Kodaikanal Observatory, Inde, 29 avril - 13 mai 2008)
    — « (ibid.) », dans Solar system abundances of the elements, Heidelberg, Springer-Verlag (ISBN 978-3-642-10351-3), p. 379
  84. ↑ a et b (en) A. Davis (dir.), « Solar System Abundances of the Elements », dans Treatise on Geochemistry, vol. 2 : Planets, Asteroids, Comets and The Solar System, Elsevier Science, (ISBN 978-0080999432), p. 21
  85. ↑ (en) C. Russell (Numéro spécial : "The Genesis Discovery Mission"), « Foreword », Space Science Reviews, vol. 105, no 3,‎ , vii
  86. ↑ (en) J. Leitner et P. Hoppe « The Presolar Grain Inventory Of CM Chondrites » () (Bibcode 2015LPICo1856.5178L, consulté le )
    —78th Meteoritical Society Meeting
  87. ↑ (en) G. Huss, A. Meshik, J. Smith et C. Hohenberg, « Presolar diamond, silicon carbide, and graphite in carbonaceous chondrites: Implications for thermal processing in the solar nebula », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 67, no 24,‎ , p. 4823 (DOI 10.1016/j.gca.2003.07.019, Bibcode 2003GeCoA..67.4823H)
  88. ↑ (en) E. Zinner, S. Amari, R. Guinness et A. Nguyen, « Presolar spinel grains from the Murray and Murchison carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 67, no 24,‎ , p. 5083 (DOI 10.1016/S0016-7037(03)00261-8, Bibcode 2003GeCoA..67.5083Z)
  89. ↑ (en) H. Moissan, « Investigation of the Canon Diablo Meteorite », Comptes Rendus de l'Académie des Sciences de Paris, vol. 139,‎ , p. 773
  90. ↑ (en) C. Ksanda et E. Henderson, « Identification of diamond in the Canyon Diablo iron », American Mineralogist, vol. 24,‎ , p. 677
  91. ↑ (en) H. Laspeyres et E. Kaiser, « Quartz and Zerkonkrystall im Meteoreisen Toluca von Mexico », Zeitschrift für Krystallographie und Mineralogie, vol. 24,‎ , p. 485
  92. ↑ (en) T. Bernatowicz, S. Amari, E. Zinner et R. Lewis, « Interstellar Grains within Interstellar Grains », Astrophysical Journal Letters, vol. 373,‎ , p. L73 (DOI 10.1086/186054, Bibcode 1991ApJ...373L..73B)
  93. ↑ (en) R. Brett, « Cohenite: its occurrence and a proposed origin », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 31, no 2,‎ , p. 143 (DOI 10.1016/S0016-7037(67)80042-5, Bibcode 1967GeCoA..31..143B)
  94. ↑ (en) B. Nagy et C. Andersen, « Electron probe microanalysis of some carbonate, sulfate and phosphate minerals in the Orgueil meteorite », American Mineralogist, vol. 49,‎ , p. 1730
  95. ↑ M. Sofe et M. Lee « CL Zoning of Calcite in CM Carbonaceous Chondrites and its Relationship to Degree of Aqueous Alteration » ()
    —74th Meteoritical Society Meeting
  96. ↑ (en) de Leuw, A. Rubin et J. Wasson, « Carbonates in CM chondrites: Complex formational histories and comparison to carbonates in CI chondrites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 45, no 4,‎ , p. 513 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2010.01037.x, Bibcode 2010M&PS...45..513D, S2CID 14208785)
  97. ↑ (en) M. Lee, P. Lindgren et M. Sofe, « Aragonite, breunnerite, calcite and dolomite in the CM carbonaceous chondrites: High fidelity recorders of progressive parent body aqueous alteration », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 144,‎ , p. 126 (DOI 10.1016/j.gca.2014.08.019, Bibcode 2014GeCoA.144..126L)
  98. ↑ (en) G. Cody et C. Alexander, « NMR studies of chemical structural variation of insoluble organic matter from different carbonaceous chondrite groups », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 69, no 4,‎ , p. 1085 (DOI 10.1016/j.gca.2004.08.031, Bibcode 2005GeCoA..69.1085C)
  99. ↑ (en) J Pizzarello S Cronin et J. Frye, « 13C NMR spectroscopy of the insoluble carbon of carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 51, no 2,‎ , p. 299–303 (PMID 11542083, DOI 10.1016/0016-7037(87)90242-0, Bibcode 1982Metic..17..200C)
  100. ↑ (en) A. Moss, M. Hey, C. Elliott et A. Easton, « Methods for the Chemical Analysis of Meteorites II: The major and some minor constituents of chondrites », Mineralogical Magazine, vol. 36, no 277,‎ , p. 101 (DOI 10.1180/minmag.1967.036.277.17, Bibcode 1967MinM...36..101M)
  101. ↑ (en) A. Easton et J. Lovering, « The analysis of chondritic meteorites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 27, no 7,‎ , p. 753 (DOI 10.1016/0016-7037(63)90040-1, Bibcode 1963GeCoA..27..753E)
  102. ↑ a et b (en) M. Briggs et G. Mamikunian, « Organic Constituents of the Carbonaceous Chondrites », Space Science Reviews, vol. 1, no 4,‎ , p. 57–85 (PMID 11881656, DOI 10.1007/BF00212447, Bibcode 1963SSRv....1..647B, S2CID 10422212)
  103. ↑ (en) L. Remusat, Le Guillou, J. Rouzaud et L. Binet, « Molecular study of insoluble organic matter in Kainsaz CO3 carbonaceous chondrite: Comparison with CI and CM IOM », Meteoritics & Planetary Science, vol. 43, no 7,‎ , p. 1099 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2008.tb01115.x)
  104. ↑ (en) I. Kaplan, E. Degens et J. Reuter, « Organic compounds in stony meteorites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 27, no 7,‎ , p. 805 (DOI 10.1016/0016-7037(63)90045-0, Bibcode 1963GeCoA..27..805K)
  105. ↑ (en) E. Degens et M. Bajor, « Amino acids and sugars in the bruderheim and Murray meteorite », Die Naturwissenschaften, vol. 49, no 24,‎ , p. 605 (DOI 10.1007/BF01178050, S2CID 42359207)
  106. ↑ (en) Space Research, Amsterdam, North-Holland Publishing Company, , « Extraterrestrial Life: Some Organic Constituents of Meteorites », p. 1171
  107. ↑ (en) M. Briggs, « Organic constituents of meteorites », Nature, vol. 191, no 4794,‎ , p. 1137 (DOI 10.1038/1911137a0, Bibcode 1961Natur.191.1137B, S2CID 40559837)
  108. ↑ (en) P. B. Hamilton, « Amino acids on hands », Nature, vol. 205, no 4968,‎ , p. 284–5 (PMID 14270714, DOI 10.1038/205284b0, Bibcode 1965Natur.205..284H, S2CID 4189815)
  109. ↑ (en) Oró et H. Skewes, « Free Amino-Acids on Human Fingers: The Question of Contamination in Microanalysis », Nature, vol. 207, no 5001,‎ , p. 1042–5 (PMID 5866306, DOI 10.1038/2071042a0, Bibcode 1965Natur.207.1042O, S2CID 4275454)
  110. ↑ (en) M. Nuevo, G. Cooper et S. Sandford, « Deoxyribose and deoxysugar derivatives from photoprocessed astrophysical ice analogues and comparison to meteorites », Nature Communications, vol. 9, no 1,‎ , p. 5276 (PMID 30563961, PMCID 6299135, DOI 10.1038/s41467-018-07693-x, Bibcode 2018NatCo...9.5276N)
  111. ↑ (en) K. Kvenvolden, J. Lawless, K. Pering et E. Peterson, « Evidence for Extraterrestrial Amino-acids and Hydrocarbons in the Murchison Meteorite », Nature, vol. 228, no 5275,‎ , p. 923–6 (PMID 5482102, DOI 10.1038/228923a0, Bibcode 1970Natur.228..923K, S2CID 4147981)
  112. ↑ (en) Oró, J. Gibert, H. Lichtenstein et S. Wikstrom, « Amino-acids, Aliphatic and Aromatic Hydrocarbons in the Murchison Meteorite », Nature, vol. 230, no 5289,‎ , p. 105–6 (PMID 4927006, DOI 10.1038/230105a0, Bibcode 1971Natur.230..105O, S2CID 4240808)
  113. ↑ a et b (en) K. Kvenvolden, J. Lawless et K. Pering, « Evidence for Extraterrestrial Amino-acids and Hydrocarbons in the Murchison Meteorite », Nature, vol. 228, no 5275,‎ , p. 923–926 (PMID 5482102, DOI 10.1038/228923a0, Bibcode 1970Natur.228..923K, S2CID 4147981)
  114. ↑ a et b (en) T. Koga et Naraoka H., « A new family of extraterrestrial amino acids in the Murchison meteorite », Scientific Reports, vol. 7, no 1,‎ , p. 636 (PMID 28377577, PMCID 5428853, DOI 10.1038/s41598-017-00693-9, Bibcode 2017NatSR...7..636K)
  115. ↑ (en) F Reisse J Mullie, Organic matter in carbonaceous chondrites, in Topics In Current Chemistry-Series 139, New York, Springer, , 83–117 p.
  116. ↑ a et b (en) M. Engel et S. Macko, « Isotopic evidence for extraterrestrial non-racemic amino acids in the Murchison meteorite », Nature, vol. 389, no 6648,‎ , p. 265–8 (PMID 9305838, DOI 10.1038/38460, Bibcode 1997Natur.389..265E, S2CID 4411982)
  117. ↑ (en) J. Elsila, S. Charnley, A. Burton et D. Glavin, « Compound‐specific carbon, nitrogen, and hydrogen isotopic ratios for amino acids in CM and CR chondrites and their use in evaluating potential formation pathways », Meteoritics & Planetary Science, vol. 47, no 9,‎ , p. 1517 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2012.01415.x, Bibcode 2012M&PS...47.1517E, hdl 2060/20120014482, S2CID 19154600)
  118. ↑ (en) O. Botta, Z. Martins et P. Ehrenfreund, « Amino acids in Antarctic CM1 meteorites and their relationship to other carbonaceous chondrites », Meteoritics & Planetary Science, vol. 42, no 1,‎ , p. 81–92 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00219.x, Bibcode 2007M&PS...42...81B)
  119. ↑ (en) K. Smith, C. House, R. Arevalo et J. Dworkin, « Organometallic compounds as carriers of extraterrestrial cyanide in primitive meteorites », Nature Communications, vol. 10, no 1,‎ , p. 2777 (PMID 31239434, PMCID 6592946, DOI 10.1038/s41467-019-10866-x, Bibcode 2019NatCo..10.2777S)
  120. ↑ (en) P. Stoks et A. Schwartz, « Nitrogen-heterocyclic compounds in meteorites: significance and mechanisms of formation », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 45, no 4,‎ , p. 563–69 (DOI 10.1016/0016-7037(81)90189-7, Bibcode 1981GeCoA..45..563S)
  121. ↑ (en) R Anders E Hayatsu, Organic compounds in meteorites and their origins, in Topics in Current Chemistry 99, Berlin, Heidelberg, Springer-Verlag, , 1–37 p. (ISBN 978-3-540-10920-4)
  122. ↑ (en) Schmitt-Kopplin, Z. Gabelica et R. Gougeon, « High molecular diversity of extraterrestrial organic matter in Murchison meteorite revealed 40 years after its fall », PNAS, vol. 107, no 7,‎ , p. 2763–2768 (PMID 20160129, PMCID 2840304, DOI 10.1073/pnas.0912157107, Bibcode 2010PNAS..107.2763S)
  123. ↑ (en) Y. Yamashita et H. Naraoka, « Two homologous series of alkylpyridines in the Murchison meteorite », Geochemical Journal, vol. 48, no 6,‎ , p. 519–525 (DOI 10.2343/geochemj.2.0340, Bibcode 2014GeocJ..48..519Y)
  124. ↑ (en) G. Mueller, « The properties and theory of genesis of the carbonaceous complex within the cold bokevelt meteorite », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 4, nos 1–2,‎ , p. 1 (DOI 10.1016/0016-7037(53)90061-1, Bibcode 1953GeCoA...4....1M)
  125. ↑ (en) M Nagy, B Engel, « Distribution and enantiomeric composition of amino acids in the Murchison meteorite », Nature, vol. 296, no 5860,‎ , p. 837 (DOI 10.1038/296837a0, Bibcode 1982Natur.296..837E, S2CID 4341990)
  126. ↑ (en) S. Pizzarello et C. Yarnes, « Chiral molecules in space and their possible passage to planetary bodies recorded by meteorites », Earth and Planetary Science Letters, vol. 496,‎ , p. 198 (DOI 10.1016/j.epsl.2018.05.026, Bibcode 2018E&PSL.496..198P, S2CID 102863818)
  127. ↑ a et b (en) S. Pizzarello et C. Yarnes, « The soluble organic compounds of the Mukundpura meteorite: A new CM chondrite fall », Planetary and Space Science, vol. 164,‎ , p. 127 (DOI 10.1016/j.pss.2018.07.002, Bibcode 2018P&SS..164..127P, S2CID 125844045)
  128. ↑ (en) U. Meierhenrich, Muñoz Caro, Bredehöft et E. Jessberger, « Identification of diamino acids in the Murchison meteorite », PNAS, vol. 101, no 25,‎ , p. 9182–86 (PMID 15194825, PMCID 438950, DOI 10.1073/pnas.0403043101, Bibcode 2004PNAS..101.9182M)
  129. ↑ (en) Z. Martins, P. Modica, B. Zanda et Le Sergeant d'Hendecourt, « The amino acid and hydrocarbon contents of the Paris meteorite: Insights into the most primitive CM chondrite », Meteoritics & Planetary Science, vol. 50, no 5,‎ , p. 926–43 (DOI 10.1111/maps.12442, Bibcode 2015M&PS...50..926M, hdl 10044/1/25091, S2CID 95549163)
  130. ↑ (en) N. Rudraswami, A. Naik, R. Tripathi et N. Bhandari, « Chemical, isotopic and amino acid composition of Mukundpura CM2.0 (CM1) chondrite: Evidence of parent body aqueous alteration », Geoscience Frontiers, vol. 10, no 2,‎ , p. 495–504 (DOI 10.1016/j.gsf.2018.02.001)
  131. ↑ (en) J. Reynolds, « Isotopic Composition of Primordial Xenon », Phys. Rev. Lett., vol. 4, no 7,‎ , p. 351–354 (DOI 10.1103/PhysRevLett.4.351, Bibcode 1960PhRvL...4..351R)
  132. ↑ a et b (en) D. Heymann et E. Mazor, « Light-Dark Structure and Rare Gas Content of the Carbonaceous Chondrite Nogoya », Journal of Geophysical Research: Atmospheres, vol. 72, no 10,‎ , p. 2704–2707 (DOI 10.1029/JZ072i010p02704, Bibcode 1967JGR....72.2704H)
  133. ↑ (en) J. Wasson, Meteorites: Their record of early solar-system history, New York, W. H. Freeman and Co., (ISBN 978-0716717003), p. 59
  134. ↑ (en) J. Goswami, D. Lal et L. Wilkening, « Title: Gas-rich meteorites - Probes for particle environment and dynamical processes in the inner solar system », Space Science Reviews, vol. 37,‎ jan–feb 1984, p. 111–159 (DOI 10.1007/BF00213959, S2CID 121335431)
  135. ↑ (en) R. Lewis, B. Srinivasan et E. Anders, « Host Phase of a Strange Xenon Component in Allende », Science, vol. 490, no 4221,‎ , p. 1251–1262 (DOI 10.1126/science.190.4221.1251, Bibcode 1975Sci...190.1251L, S2CID 94192045)
  136. ↑ (en) G. Huss et R. Lewis, « Noble gases in presolar diamonds I: Three distinct components and their implications for diamond origins », Meteoritics, vol. 29, no 6,‎ , p. 791 (DOI 10.1111/j.1945-5100.1994.tb01094.x, Bibcode 1994Metic..29..791H)
  137. ↑ (en) T. Bernatowicz, G. Fraundorf, T. Ming et E. Anders, « Evidence for interstellar silicon carbide in the Murray carbonaceous meteorite », Nature, vol. 330,‎ , p. 728–730 (DOI 10.1038/330728a0, S2CID 4361807)
  138. ↑ (en) E. Zinner, T. Ming et E. Anders, « Large isotopic anomalies of silicon, carbon, nitrogen, and noble gases in interstellar silicon carbode in the Murray carbonaceous meteorite », Nature, vol. 330,‎ , p. 730 (DOI 10.1038/330730a0, S2CID 4306270)
  139. ↑ (en) S. Amari, E. Anders, A. Virag et E. Zinner, « Interstellar graphite in meteorites », Nature, vol. 345, no 6272,‎ , p. 238 (DOI 10.1038/345238a0, Bibcode 1990Natur.345..238A, S2CID 10272604)
  140. ↑ (en) D. Black, « On the origins of trapped helium, neon and argon isotopic variations in meteorites—II. Carbonaceous meteorites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 36, no 3,‎ , p. 377–394 (DOI 10.1016/0016-7037(72)90029-4, Bibcode 1972GeCoA..36..377B)
  141. ↑ (en) Füri, Aléon-Toppani, B. Marty et G. Libourel, « Effects of atmospheric entry heating on the noble gas and nitrogen content of micrometeorites », Earth and Planetary Science Letters, vol. 377,‎ , p. 1–12 (DOI 10.1016/j.epsl.2013.07.031, Bibcode 2013E&PSL.377....1F)
  142. ↑ (en) T. Nakamura et T. Noguchi « Mineralogy of Ultracarbonaceous Large Micrometeorites » () (consulté le )
    —68th Meteoritical Society
  143. ↑ (en) R. Clayton, N. Onuma, L. Grossman et T. Mayeda, « Distribution of the pre-solar component in Allende and other carbonaceous chondrites », Earth and Planetary Science Letters, vol. 32, no 2,‎ , p. 209 (DOI 10.1016/0012-821X(77)90005-X, Bibcode 1977E&PSL..34..209C)
  144. ↑ (en) R. Clayton et T. Mayeda, « Oxygen isotope studies of carbonaceous chondrites », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 63, nos 13–14,‎ , p. 2089 (DOI 10.1016/S0016-7037(99)00090-3, Bibcode 1999GeCoA..63.2089C)
  145. ↑ R. Greenwood et K. Howard « Oxygen Isotope Evidence For The Relationship Between CM And CO Chondrites: Could They Both Coexist On A Single Asteroid? » ()
    —45th LPSC
  146. ↑ (en) R. Hanna, R. Ketcham, M. Zolensky et W. Behr, « Impact-induced brittle deformation, porosity loss, and aqueous alteration in the Murchison CM chondrite », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 171,‎ , p. 256 (DOI 10.1016/j.gca.2015.09.005, Bibcode 2015GeCoA.171..256H)
  147. ↑ (en) G. Merrill, « On metamorphism in meteorites », Bull. Geol. Soc. Am., vol. 32, no 4,‎ , p. 395 (DOI 10.1130/GSAB-32-395, Bibcode 1921GSAB...32..395M)
  148. ↑ (en) A. Hildebrand, P. McCausland, P. Brown et F. Longstaffe, « The fall and recovery of the Tagish Lake meteorite », Meteoritics & Planetary Science, vol. 41, no 3,‎ , p. 407 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2006.tb00471.x, Bibcode 2006M&PS...41..407H)
  149. ↑ (en) G. Flynn, G. Consolmagno, P. Brown et R. Macke, « Physical properties of the stone meteorites: Implications for the properties of their parent bodies », Geochemistry, vol. 78, no 3,‎ , p. 269 (DOI 10.1016/j.chemer.2017.04.002, Bibcode 2018ChEG...78..269F)
  150. ↑ (en) P. Heck, B. Schmitz, W. Bottke et S. Rout, « Rare meteorites common in the Ordovician period », Nature Astronomy, vol. 1, no 2,‎ , p. 0035 (DOI 10.1038/s41550-016-0035, Bibcode 2017NatAs...1E..35H, S2CID 102488048)
  151. ↑ (en) M. Grady et R. Hutchison, Meteorites: Flux with Time and Impact Effects, Geological Society of London, , 67–70 p. (ISBN 9781862390171) sec. The frequency of meteorite types
  152. ↑ (en) W. Cassidy et L. Rancitelli, « Antarctic Meteorites: The abundant material being discovered in Antarctica may shed light on the evolution of meteorite parent bodies and the history of the solar system », American Scientist, vol. 70, no 2,‎ , p. 156–164 (JSTOR 27851347)
  153. ↑ (en) Meteorites and the Early Solar System II, Tucson, University of Arizona Press, (ISBN 9780816525621), p. 853 Ch. Weathering of Chondritic Meteorites, Bland, P., Zolensky, M., Benedix, G., Sephton, M.
  154. ↑ Korotev, « Some Meteorite Statistics », Department of Earth and Planetary Sciences, Washington University in St. Louis, Washington University in St. Louis (consulté le )
  155. ↑ (en) Encyclopedia of Planetary Science. Encyclopedia of Earth Science Series, Dordrecht, Springer, (ISBN 978-0-412-06951-2), p. 486 Chapter: Meteorite parent bodies, Britt, D., Lebofsky, L.
  156. ↑ (en) E. Cloutis, R. Binzel et M. Gaffey, « Establishing Asteroid–Meteorite Links », Elements, vol. 10,‎ , p. 25 (DOI 10.2113/gselements.10.1.25)
  157. ↑ (en) M Cohen B King A Greenwood R Lee, « The diversity of CM carbonaceous chondrite parent bodies explored using Lewis Cliff 85311 », Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 257,‎ , p. 224–244 (DOI 10.1016/j.gca.2019.07.027, Bibcode 2019GeCoA.264..224L, lire en ligne)
  158. ↑ « Asteroids (from the NEAR press kit) », NSSDC (consulté le )
  159. ↑ (en) Evaluating the Biological Potential in Samples Returned from Planetary Satellites and Small Solar System Bodies: Framework for Decision Making, Washington DC, National Academy of Sciences National Academy Press, (ISBN 978-0-309-06136-0), « 4 Asteroids and Meteorites » "it is likely that the C-type asteroids (which are overwhelmingly the most abundant type in the main belt, especially the middle and outer parts) are represented in various meteorite collections by carbonaceous chondrites"
  160. ↑ « Asteroids: Structure and composition of asteroids », ESA- Science & Exploration, European Space Agency (consulté le )
  161. ↑ (en) M. Grady, The Catalogue of Meteorites, Cambridge, Cambridge University Press, (ISBN 0-521-66303-2)
  162. ↑ (en) T. Burbine, « Advances in determining asteroid chemistries and mineralogies », Chemie der Erde, vol. 76, no 2,‎ , p. 181 (DOI 10.1016/j.chemer.2015.09.003, Bibcode 2016ChEG...76..181B)
  163. ↑ (en) C. Lantz, B. Clark, M. Barucci et D. Lauretta, « Evidence for the effects of space weathering spectral signatures on low albedo asteroids », Astronomy and Astrophysics, vol. 554,‎ , A138 (DOI 10.1051/0004-6361/201321593, Bibcode 2013A&A...554A.138L)
  164. ↑ (en) M. Matsuoka, T. Nakamura, Y. Kimura et T. Hiroi, « Pulse-laser irradiation experiments of Murchison CM2 chondrite for reproducing space weathering on C-type asteroids », Icarus, vol. 254,‎ , p. 135 (DOI 10.1016/j.icarus.2015.02.029, Bibcode 2015Icar..254..135M)
  165. ↑ (en) M. Thompson, M. Loeffler, R. Morris et L. Keller, « Spectral and chemical effects of simulated space weathering of the Murchison CM2 carbonaceous chondrite », Icarus, vol. 319,‎ , p. 499 (DOI 10.1016/j.icarus.2018.09.022, Bibcode 2019Icar..319..499T)
  166. ↑ (en) P. Bland, O. Alard, G. Benedix et A. Kearsley, « Volatile fractionation in the early solar system and chondrule/matrix complementarity », PNAS, vol. 102, no 39,‎ , p. 13755–60 (PMID 16174733, PMCID 1224360, DOI 10.1073/pnas.0501885102, Bibcode 2005PNAS..10213755B)
  167. ↑ I. Franchi et R. Greenwood « Oxygen Isotope Variation Of CM And Related Chondrites: Multiple Parent Bodies Or A Single Heterogeneous Source? » ()
    —Meteoritical Society Meeting, 2019
  168. ↑ (en) M. Lipschutz, M. Zolensky et S. Bell, « New Petrographic And Trace Element Data On Thermally Metamorphosed Chondrites », Antarctic Meteorite Research, vol. 12,‎ , p. 57–80
  169. ↑ (en) K. Kigoshi et E. Matsuda, Radiocarbon datings of Yamato meteorites, Houston, Lunar and Planetary Institute, 58–60 p. in International Workshop on Antarctic Meteorites, Annexstad J. et al., eds.
  170. ↑ (en) G. Mueller, « Significance of Inclusions in Carbonaceous Meteorites », Nature, vol. 210, no 5032,‎ , p. 151–155 (DOI 10.1038/210151a0, Bibcode 1966Natur.210..151M, S2CID 4223453)
  171. ↑ (en) M. Zolensky, M. Weisberg, P. Buchanan et D. Mittlefehldt, « Mineralogy of carbonaceous chondrite clasts in HED achondrites and the Moon », Meteoritics & Planetary Science, vol. 31, no 4,‎ , p. 518–37 (DOI 10.1111/j.1945-5100.1996.tb02093.x, Bibcode 1996M&PS...31..518Z)
  172. ↑ (en) J. Herrin, M. Zolensky, J. Cartwright et D. Mittlefehldt, « Carbonaceous Chondrite-Rich Howardites; The Potential For Hydrous Lithologies On The HED Parent », Lunar and Planetary Science Conference, 42nd LPSC, no 1608,‎ , p. 2806 (Bibcode 2011LPI....42.2806H)
  173. ↑ Martel, « Kaidun--A Meteorite with Everything but the Kitchen Sink », Planetary Science Research Discoveries (consulté le )
v · m
Généralités
Groupes orbitaux
Astéroïdes
Transition
Objets transneptuniens
Autres concepts orbitaux
Types particuliers
Propriétés physiques et Méthodes d'analyse
Classes spectrales

Complexe SComplexe CComplexe XAutres types
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  • Sa
  • Sq
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