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| IVB隕石 | |
|---|---|
| - グループ - | |
 | |
| タイプ | 鉄 |
| 構造分類 | ほとんどはアタキサイト（構造を持たない）だが、顕微鏡的にはウィドマンシュテッテンパターンを示す。 |
| クラス | マグマティック |
| サブグループ |
|
| 親体 | IVB |
| 構成 | 隕石鉄（カマサイト、テーナイト、テトラテーナイト）;揮発性元素は少なく、ニッケルと耐火性元素が多い |
| 既知の標本総数 | 14 |
IVB隕石は、アタキサイト 鉄隕石の一種で、無球石隕石に分類される。[1] IVBグループは鉄隕石の中で最も極端な化学組成を持ち、他の鉄隕石に比べて揮発性元素が少なく、難溶性元素が多い。[2]
説明
IVB隕石は隕鉄（カマサイト、テーナイト、テトラテーナイト）で構成されている。化学組成は揮発性元素が少なく、ニッケルと耐火性元素が多い。IVB隕石のほとんどはアタキサイト（「構造なし」）であるが、顕微鏡で見るとウィドマンシュテッテンパターンが見られる。ラメラは幅20μm未満で、プレサイト 基質の中にある。[3]トラコテペック隕石は八面体石で、ほとんどのIVBがアタキサイトである中で注目すべき例外である。[4]
分類
鉄隕石はもともとローマ数字で4つのグループ（I、II、III、IV）に分けられていました。より多くの化学データが利用可能になると、いくつかのグループが分割されました。グループIVはIVA隕石とIVB隕石に分割されました。[5]化学分類は、ニッケル含有量をさまざまな微量元素（ガリウム、ゲルマニウム、イリジウムなど）に対してプロットした図に基づいています。さまざまな鉄隕石グループは、データポイントクラスターとして表示されます。[1] [6]
親体
IVB隕石は後に破壊された母天体の核を形成し、その破片の一部が隕石として地球に落下した。[3] IVB母天体のモデル化では、他の鉄隕石と比較して極端な化学組成、特に揮発性元素（ガリウム、ゲルマニウム）の枯渇と難溶性元素（イリジウム）の濃縮を考慮する必要がある。[2]
母天体の歴史は詳細に再現されている。IVB母天体は、原始太陽系星雲が冷却する間に最高温度で凝縮した物質から形成されたと考えられる。耐火元素の濃縮は、 凝縮性物質の10%未満が母天体に入ったことによって引き起こされた。[2]熱モデルは、IVB母天体がカルシウムとアルミニウムに富む包有物の形成から30 万年後、太陽から0.9天文単位の距離で形成されたことを示唆している。[7] [8]
惑星本体が核とマントルに分化した原因は、おそらく26 Alと60 Feの崩壊によって発生した熱によるものと考えられる。[9] [10]ニッケルの高濃度は、物理的条件が酸化したことによる。IVB 標本の化学的変化は、母天体の対流核の部分結晶化のさまざまな段階として説明できる。 [3]母天体の正確な大きさはまだ議論されている。冷却速度のモデル化により、半径は 140 ± 30 km、核の半径は 70 ± 15 km であることが示唆されている。冷却速度が速いのは、母天体がより大きな小惑星にかすめ衝突したためだと説明される。この衝突によりマントルが母天体から除去され、粉々になった鉄の核が残されて急速に冷却された。[3]
注目すべき標本
2012年12月現在、IVB隕石の標本は14個知られている。[11]注目すべき標本はホバ隕石で、これは知られている中で最大の完全な隕石である。IVB隕石の落下はこれまで観測されていない。[11]
参照
参考文献
- ^ ab MK Weisberg; TJ McCoy、AN Krot (2006)。「隕石分類の体系と評価」(PDF) 。DS Lauretta、HY McSween、Jr. (編)。隕石と初期太陽系 II。ツーソン: アリゾナ大学出版局。pp. 19–52。ISBN 978-0816525621. 2012年12月15日閲覧。
- ^ abc キャンベル、アンドリュー J.;ムニルのフマユーン（2005 年 10 月 1 日）。 「IVB族鉄隕石とその親隕石の組成」。Geochimica et Cosmochimica Acta。69 (19): 4733–4744。Bibcode :2005GeCoA..69.4733C。CiteSeerX 10.1.1.573.5611。土井：10.1016/j.gca.2005.06.004。
- ^ abcd Yang, Jijin; Goldstein, Joseph I.; Michael, Joseph R.; Kotula, Paul G.; Scott, Edward RD (2010年7月31日). 「IVB鉄隕石とその母天体の熱史と起源」. Geochimica et Cosmochimica Acta . 74 (15): 4493–4506. Bibcode :2010GeCoA..74.4493Y. doi :10.1016/j.gca.2010.04.011.
- ^ 「隕石カタログ」nhm.ac.uk.
- ^ McSween, Harry Y. (1999).隕石とその親惑星（第2版）. ケンブリッジ: ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-0521587518。
- ^ Scott, Edward RD; Wasson, John T. (1975年1月1日). 「鉄隕石の分類と特性」.地球物理学レビュー. 13 (4): 527. Bibcode :1975RvGSP..13..527S. doi :10.1029/RG013i004p00527.
- ^ Bland, PA; FJ Ciesla (2010). 「分化天体で観測される揮発性物質の減少傾向に対する星雲進化の影響」(PDF)。第41回月惑星科学会議。 2012年12月23日閲覧。
- ^ Haghighipour, Nader; Scott, Edward RD (2012年4月20日). 「巨大惑星が地球型惑星領域から小惑星帯への鉄隕石の親天体の散乱に与える影響について: 概念研究」.アストロフィジカルジャーナル. 749 (2): 113. arXiv : 1202.2975 . Bibcode :2012ApJ...749..113H. doi :10.1088/0004-637X/749/2/113.
- ^ Moskovitz, Nicholas; Eric Gaidos (2011). 「微惑星の分化と溶融移動の熱的影響」.隕石と惑星科学. 46 (6): 903–918. arXiv : 1101.4165 . Bibcode :2011M&PS...46..903M. doi :10.1111/j.1945-5100.2011.01201.x.
- ^ Moskovitz, Nicholas A.; Walker, Richard J. (2011年7月31日). 「グループIVA鉄隕石コアのサイズ：ムオニオナルスタの年代と組成からの制約」.地球惑星科学レター. 308 (3–4): 410–416. arXiv : 1106.2479 . Bibcode :2011E&PSL.308..410M. doi :10.1016/j.epsl.2011.06.010.
- ^ ab 「Meteoritical Bulletin Database」。Meteoritical Society 。 2012年12月17日閲覧。