Abstract Volatile-rich, CI- and CM-like clasts occur in different brecciated achondrite and chondrite groups. The CI-like clasts in HEDs, polymict ureilites, as well as ordinary, CR, and CB chondrites have a similar mineralogy, indicating a similar alteration history. However, when viewed in detail, their mineral chemistry shows some minor differences between the clasts from different meteorite groups. For CM-like clasts found in HED meteorites, the clasts are, based on their mineralogy, clearly fragments of CM chondrites. To be able to decipher whether CI- (or CM-)like clasts from different meteorite groups are related to certain meteorite classes known to contain volatiles, we obtained D/H ratios of several clasts from the meteorite groups mentioned above and compared them with those of CI and CM chondrites as well as to unique carbonaceous chondrites such as Bells, Essebi, and Tagish Lake. Considering the δD-values, CM-like clasts in HEDs span a similar range compared to bulk values of CM chondrites, further indicating that CM-like clasts are fragments of CM chondrites. For CI-like clasts a clear distinction can be made: While CI-like clasts in HEDs and ordinary chondrites show a very similar range in their δD-signatures compared to “common” CI chondrites, meaning that these clasts are likely related to CI chondrites, the CI-like clasts in polymict ureilites are enriched in D up to 3000‰; a similarly high enrichment is found for the CI-like clasts in CR chondrites. Thus, although the CI-like clasts in ureilites and CR chondrites likely experienced similar alteration histories as the CI-like clasts found in the other meteorite types, these clasts probably formed in a different region than the CI chondrites and, thus, are more accurately referred to as C1 clasts. Overall, the existence and isotopic signatures of the C1 clasts in several meteorite groups proves the existence of additional primitive, volatile-rich material in the (early) Solar System besides the matter we study as the CI, CM, and CR chondrites. This material was distributed throughout the Solar System very early and might have played an important role for the volatile inventory of the terrestrial planets.

中文翻译：

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来自陨石角砾岩的类 CI 和类 CM 碎屑的氢同位素组成——对未知来源的碳质球粒陨石材料进行采样

摘要 富含挥发物的类 CI 和类 CM 碎屑出现在不同的角砾状无球粒陨石和球粒陨石群中。HEDs 中的类 CI 碎屑、混杂球粒陨石以及普通、CR 和 CB 球粒陨石具有相似的矿物学，表明具有相似的蚀变历史。然而，当仔细观察时，它们的矿物化学显示出来自不同陨石群的碎屑之间的一些细微差别。对于在 HED 陨石中发现的类 CM 碎屑，根据它们的矿物学，这些碎屑显然是 CM 球粒陨石的碎片。为了能够破译来自不同陨石群的 CI-（或 CM-）类碎屑是否与某些已知含有挥发物的陨石类别有关，我们从上述陨石群中获得了几种碎屑的 D/H 比，并将它们与 CI 和 CM 球粒陨石以及独特的碳质球粒陨石（如 Bells、Essebi 和 Tagish Lake）进行了比较。考虑到 δD 值，与 CM 球粒陨石的整体值相比，HED 中的 CM 样碎屑跨越相似的范围，进一步表明 CM 样碎屑是 CM 球粒陨石的碎片。对于类 CI 碎屑，可以明确区分：虽然 HED 和普通球粒陨石中的类 CI 碎屑与“普通”CI 球粒陨石相比，其 δD 特征显示出非常相似的范围，这意味着这些碎屑可能与 CI 球粒陨石有关, 混杂脲石中类 CI 碎屑的 D 含量最高可达 3000‰；CR 球粒陨石中的类 CI 碎屑也有类似的高富集。因此，尽管 ureilites 和 CR 球粒陨石中的类 CI 碎屑可能经历了与其他陨石类型中发现的类 CI 碎屑相似的蚀变历史，但这些碎屑可能形成于与 CI 球粒陨石不同的区域，因此更准确地称为作为 C1 碎屑。总的来说，几个陨石群中 C1 碎屑的存在和同位素特征证明，除了我们作为 CI、CM 和 CR 球粒陨石研究的物质之外，（早期）太阳系中还存在其他原始的、富含挥发性的物质。这种材料很早就分布在整个太阳系，可能对类地行星的不稳定库存起到了重要作用。这些碎屑可能形成于与 CI 球粒陨石不同的区域，因此更准确地称为 C1 碎屑。总体而言，几个陨石群中 C1 碎屑的存在和同位素特征证明，除了我们作为 CI、CM 和 CR 球粒陨石研究的物质外，（早期）太阳系中还存在其他原始的、富含挥发性的物质。这种材料很早就分布在整个太阳系，可能对类地行星的不稳定库存起到了重要作用。这些碎屑可能形成于与 CI 球粒陨石不同的区域，因此更准确地称为 C1 碎屑。总体而言，几个陨石群中 C1 碎屑的存在和同位素特征证明，除了我们作为 CI、CM 和 CR 球粒陨石研究的物质外，（早期）太阳系中还存在其他原始的、富含挥发性的物质。这种材料很早就分布在整个太阳系，可能对类地行星的不稳定库存起到了重要作用。除了我们研究的 CI、CM 和 CR 球粒陨石之外，我们还研究了（早期）太阳系中富含挥发物的物质。这种材料很早就分布在整个太阳系，可能对类地行星的不稳定库存起到了重要作用。除了我们研究的 CI、CM 和 CR 球粒陨石之外，我们还研究了（早期）太阳系中富含挥发物的物质。这种材料很早就分布在整个太阳系，可能对类地行星的不稳定库存起到了重要作用。