Demir göktaşı - Iron meteorite

Demir göktaşı
— Tür  —
TamentitMeteorite.JPG
Tamentit Demir Göktaşı, 1864'te bulundu Sahra,[1] yaklaşık 500 kg ağırlık. Sergileniyor Vulkanya Fransa'da park.
Kompozisyonel tipDemir
Ana gövde>50
KompozisyonFe, Ni & Co (>% 95), Ni (% 5–25)
TKW~ 500 kısa ton (450 t)
Seymchan.jpg
Widmanstätten desen kazınmış ve cilalanmış bir dilimde görüldüğü gibi Seymchan göktaşı. Ölçek bilinmiyor.

Demir göktaşları , Ayrıca şöyle bilinir sideritler veya demirli göktaşları, bir tür göktaşları ezici çoğunlukla bir demir-nikel alaşımı olarak bilinir meteorik demir genellikle ikiden oluşan mineral aşamalar: kamasit ve taenit. Demir göktaşlarının kaynağı çekirdek nın-nin gezegenimsi.[2]

Demir göktaşlarında bulunan demir, kullanılabilen en eski kullanılabilir demir kaynaklarından biriydi. insanlar geliştirilmeden önce eritme bu, başlangıcını işaret etti Demir Çağı.

Oluşum

İle karşılaştırıldığında oldukça nadir olmalarına rağmen taşlı göktaşları Tanık olan düşüşlerin yalnızca% 5,7'sini oluşturan demir meteorlar, tarihsel olarak aşırı derecede fazla temsil edilmiştir. göktaşı koleksiyonlar.[3] Bu, birkaç faktörden kaynaklanmaktadır:

  • Taşlı meteorların aksine, sıradan insanlar tarafından bile kolayca sıradışı olarak kabul edilirler. Çöllerde ve Antarktika'da göktaşları için modern zaman aramaları, genel olarak çok daha temsili bir göktaşı örneği verir.
  • Hava koşullarına karşı çok daha dayanıklıdırlar.
  • Atmosferik girişi sağlama olasılıkları çok daha yüksektir ve sonuçta ortaya çıkan etkilere karşı daha dirençlidirler. ablasyon. Bu nedenle büyük parçalar halinde bulunmaları daha olasıdır.
  • Metalik bileşimleri nedeniyle yüzey metal tespit ekipmanı kullanılarak gömüldüklerinde bile bulunabilirler.

Ayrıca taşlı göktaşlarından daha yoğun oldukları için, demir göktaşları da bilinen tüm göktaşlarının kütlesinin neredeyse% 90'ını, yani yaklaşık 500 tonu oluşturur.[4] Bilinen en büyük meteorların tümü bu türdendir, en büyüğü de dahil Hoba göktaşı.

Menşei

Demir göktaşları ile bağlantılı M tipi asteroitler çünkü her ikisi de görünür ve yakın kızılötesinde benzer spektral özelliklere sahiptir. Demir göktaşlarının daha büyük antik çağın çekirdeklerinin parçaları olduğu düşünülmektedir. asteroitler darbelerle parçalanmış.[5] Kısa ömürlü çekirdeklerin radyoaktif bozunmasından açığa çıkan ısı 26Al ve 60Fe, erken Güneş Sisteminde ebeveyn bedenlerinin erimesi ve farklılaşması için makul bir neden olarak kabul edilir.[6][7] Darbelerin ısısından kaynaklanan erime, erime ve farklılaşmanın bir başka nedenidir.[8] IIE demir göktaşları kayda değer bir istisna olabilir, çünkü bunlar muhtemelen kabuğundan kaynaklanmaktadır. S tipi asteroit 6 Hebe.

Kimyasal ve izotop analizi, en az yaklaşık 50 farklı ana gövdenin dahil olduğunu gösterir. Bu, en azından bir zamanlar bu kadar büyük, farklılaşmış, asteroit kuşağındaki asteroitler - bugün olduğundan çok daha fazla.

Kompozisyon

Bu göktaşlarının ezici çoğunluğu FeNi alaşımlarından oluşur. kamasit ve taenit. Minör mineraller, meydana geldiklerinde genellikle yuvarlak nodüller oluştururlar. troilit veya grafit, ile çevrili şreibersit ve kohenit. Schreibersit ve troilit ayrıca cm uzunluğunda ve mm kalınlığında lameller olarak kesilmiş yüzeylerde ortaya çıkan plaka şeklinde kapanımlar olarak da oluşur. troilit tabaklar denir Reichenbach lameller.[9]

Kimyasal bileşime elementler hakimdir Fe, Ni ve Co % 95'ten fazlasını oluşturan. Ni her zaman mevcuttur; konsantrasyon neredeyse her zaman% 5'ten yüksektir ve yaklaşık% 25 kadar yüksek olabilir.[10] Meteoritik demirleri, genellikle daha düşük miktarlarda Ni içeren insan yapımı demir ürünlerinden ayırmak için sahada önemli miktarda nikel kullanılabilir, ancak bu, meteoritik kökenini kanıtlamak için yeterli değildir.

Kullanım

Demir göktaşlarının metalinin kullanımı için bkz. Meteorik demir.

Demir göktaşları tarihsel olarak meteorik demir, kültürel nesneler, aletler veya silahlar haline getirildi. Ergitme işleminin gelişiyle ve Demir Çağı Demir göktaşlarının bir kaynak olarak önemi, en azından bu teknikleri geliştiren kültürlerde azaldı. Inuit kullandı Cape York göktaşı çok daha uzun bir süre için. Demir göktaşlarının kendileri bazen koleksiyon veya hatta dini semboller olarak değiştirilmeden kullanılmıştır (ör. Clackamas ibadet etmek Willamette göktaşı ).[11] Bugün demir göktaşları, akademik kurumlar ve bireyler için koleksiyon parçalarıdır. Bazıları aynı zamanda turistik cazibe merkezleridir. Hoba göktaşı.

Sınıflandırma

İki sınıflandırma kullanılmaktadır: klasik yapısal sınıflandırma ve daha yeni kimyasal sınıflandırma.[12]

Yapısal sınıflandırma

Daha eski yapısal sınıflandırma, Widmanstätten desen asitle aşındırılmış cilalı enine kesitlerin görünümünden değerlendirilebilir. Bu, nikelin demire göreceli bolluğu ile bağlantılıdır. Kategoriler şunlardır:

Kimyasal sınıflandırma

Eser elementlerin oranlarına dayalı daha yeni bir kimyasal sınıflandırma şeması Ga, Ge ve Ir demir göktaşlarını farklı olanlara karşılık gelen sınıflara ayırır asteroit ebeveyn organları.[15] Bu sınıflandırma, çizim yapan diyagramlara dayanmaktadır. nikel farklı eser elementlere karşı içerik (ör. Ga, Ge ve Ir). Farklı demir göktaşı grupları, veri noktası kümeleri olarak görünür.[2][16]

Başlangıçta bu gruplardan I, II, III, IV Romen rakamları ile gösterilen dört grup vardı. Daha fazla kimyasal veri elde edildiğinde, bunlar bölündü, ör. Grup IV ayrıldı IVA ve IVB göktaşları. Hatta daha sonra, ara göktaşları keşfedildiğinde bazı gruplar tekrar katıldı, örn. IIIA ve IIIB, IIIAB göktaşlarına birleştirildi.[17]

2006'da demir meteorlar 13 gruba ayrıldı (kategorize edilmemiş ütüler için bir tane):[2]

  • IAB
    • IA: Orta ve kaba oktahedritler,% 6.4-8.7 Ni, 55-100 ppm Ga, 190-520 ppm Ge, 0.6-5.5 ppm Ir, Ge-Ni korelasyon negatif.
    • IB: Ataksitler ve orta oktahedritler,% 8,7–25 Ni, 11–55 ppm Ga, 25–190 ppm Ge, 0,3-2 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu negatif.
  • IC
  • IIAB
    • IIA: Hekzahedritler,% 5,3–5,7 Ni, 57–62 ppm Ga, 170–185 ppm Ge, 2-60ppm Ir.
    • IIB: En kaba oktahedritler,% 5,7–6,4 Ni, 446-59 pm Ga, 107–183 ppm Ge, 0,01–0,5 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu negatif.
  • IIC: Plessitik oktahedritler, 9,3–11,5% Ni, 37–39 ppm Ga, 88–114 ppm Ge, 4–11 ppm Ir, Ge-Ni korelasyon pozitif
  • IID: İnce ila orta oktahedritler,% 9,8–11,3 Ni, 70–83 ppm Ga, 82–98 ppm Ge, 3,5–18 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu pozitif
  • IIE: çeşitli kalınlıktaki oktahedritler,% 7,5–9,7 Ni, 21–28 ppm Ga, 60–75 ppm Ge, 1–8 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu yok
  • IIIAB: Orta oktahedritler,% 7,1–10,5 Ni, 16–23 ppm Ga, 27–47 ppm Ge, 0,01-19 ppm Ir
  • IIICD: Ataksitlerden ince oktahedritlere,% 10–23 Ni, 1.5–27 ppm Ga, 1.4–70 ppm Ge, 0.02–0.55 ppm Ir
  • IIIE: Kaba oktahedritler,% 8,2–9,0 Ni, 17–19 ppm Ga, 3–37 ppm Ge, 0,05-6 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu yok
  • IIIF: Orta ila kaba oktahedritler,% 6,8–7,8 Ni, 6,3–7,2 ppm Ga, 0,7–1,1 ppm Ge, 1,3–7,9 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu yok
  • IVA: İnce oktahedritler,% 7,4–9,4 Ni, 1,6–2,4 ppm Ga, 0,09–0,14 ppm Ge, 0,4-4 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu pozitif
  • IVB: Ataksitler,% 16–26 Ni, 0.17–0.27 ppm Ga, 0,03–0,07 ppm Ge, 13–38 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu pozitif
  • Gruplanmamış meteorlar. Bu aslında, yukarıdaki büyük sınıfların hiçbirine uymayan ve yaklaşık 50 farklı ebeveyn gövdeden gelen 100'den fazla göktaşından oluşan oldukça büyük bir koleksiyondur (toplamın yaklaşık% 15'i).

Bilimsel literatürde ek gruplar ve gruplar tartışılmaktadır:

Magmatik ve magmatik olmayan (ilkel) ütüler

Demir göktaşları daha önce iki sınıfa ayrılmıştı: magmatik demirler ve magmatik olmayan veya ilkel demirler. Şimdi bu tanım kullanımdan kaldırılmıştır.

Demir sınıfıGruplar
Büyüleyici olmayan veya ilkel demir göktaşlarıIAB, IIE
Magmatik demir göktaşlarıIC, IIAB, IIC, IID, IIF, IIG, IIIAB, IIIE, IIIF, IVA, IVB

Taşlı demir göktaşları

Demir ve "taşlı" malzemelerin birleştirildiği karışık bileşimli göktaşları için de özel kategoriler vardır.

Fotoğraf Galerisi

  • Hoba göktaşı, bilinen en büyük demir göktaşı. Yatıyor Namibya ve yaklaşık 60 ton ağırlığındadır.

  • Willamette Göktaşı sergileniyor Amerikan Doğa Tarihi Müzesi. Yaklaşık 14.500 kilogram (32.000 pound) ağırlığındadır. Bu, Amerika Birleşik Devletleri'nde şimdiye kadar bulunan en büyük göktaşıdır.

  • Bendegó göktaşı 5.360 kilogram (11.600 pound) ağırlığında, 1784'te bulundu ve 1888'de şu anki yerine getirildi Brezilya Ulusal Müzesi Rio de Janeiro'da. Brezilya'da şimdiye kadar bulunan en büyük göktaşıdır.

  • Otumpa kütlesi, 635 kilogram (1.400 pound) ağırlığındaki meteorik demir, Campo del Cielo, 1783'te Arjantin, Chaco'da bulunan Londra'daki Doğa Tarihi Müzesi'nde sergileniyor.

  • 1947'den kalma 1.7 kilogramlık (3.7 lb) tek bir göktaşı Sikhote-Alin göktaşı duş (en kaba oktahedrit, sınıf IIAB). Bu örnek yaklaşık 12 santimetre (4,7 inç) genişliğindedir.

  • 700 gramlık (25 oz) bireysel bir Chinga demir göktaşı (Ataksit, sınıf IVB ).[19] Bu örnek yaklaşık 9 santimetre genişliğindedir.

  • Göktaşı parçası Cañon Diablo Göktaşı 90 mm genişliğinde

  • Gibeon Göktaşı: Bulunan yıl: 1836, Ülke: Namibya, kişi ağırlığı 3986 gram. Bu örnek, Howardite göktaşlarının özel koleksiyonunda.

  • Murnpeowie göktaşı, ile Regmaglypts parmak izlerine benzeyen, keşfedilen Murnpeowie İstasyon Güney Avustralya 1910'da.

Ayrıca bakınız

Referanslar

  1. ^ Tamentit göktaşı Meteoritical Bülten Veritabanında.
  2. ^ a b c M. K. Weisberg; T. J. McCoy, A.N. Krot (2006). "Meteorit Sınıflandırmasının Sistematiği ve Değerlendirilmesi". D. S. Lauretta'da; H. Y. McSween, Jr. (editörler). Göktaşları ve erken Güneş Sistemi II (PDF). Tucson: Arizona Üniversitesi Yayınları. s. 19–52. ISBN  978-0816525621. Alındı 15 Aralık 2012.
  3. ^ Emiliani, Cesare (1992). "Dünya gezegeni: kozmoloji, jeoloji ve yaşamın ve çevrenin evrimi". Cambridge University Press: 152. ISBN  978-0-521-40949-0. Alıntı dergisi gerektirir | günlük = (Yardım)
  4. ^ David J. Darling (2004). Evrensel Astronomi Kitabı: Andromeda Galaksisinden Kaçınma Bölgesine. Wiley. s. 260. ISBN  978-0-471-26569-6.
  5. ^ Goldstein, Joseph (Ekim 1967). "Demir göktaşları, termal geçmişi ve ana gövdeleri". Geochimica et Cosmochimica Açta. 31: 1733–1770. doi:10.1016/0016-7037(67)90120-2 - ScienceDirect aracılığıyla.
  6. ^ Sahijpal, S .; Soni, P .; Gagan, G. (2007). "Gezegenselleri biriktirmenin farklılaşmasının sayısal simülasyonları 26Al ve 60Isı kaynakları olarak Fe ". Meteoroloji ve Gezegen Bilimi. 42 (9): 1529–1548. Bibcode:2007M ve PS ... 42.1529S. doi:10.1111 / j.1945-5100.2007.tb00589.x.
  7. ^ Gupta, G .; Sahijpal, S. (2010). "Vesta ve diğer akondritlerin ebeveyn bedenlerinin farklılaşması". J. Geophys. Res. Gezegenler. 115 (E8). Bibcode:2010JGRE..11508001G. doi:10.1029 / 2009JE003525.
  8. ^ Wasson, J. T. (1969). Demir göktaşlarının kimyasal sınıflandırması - III. Hexahedritler ve germanyum konsantrasyonları 80 ile 200 ppm arasında olan diğer ütüler. Geochimica et Cosmochimica Açta, 33(7), 859–876.
  9. ^ J. G. Burke, Kozmik Enkaz: Tarihte Göktaşı. California Üniversitesi Yayınları, 1986.
  10. ^ J. T. Wasson, Meteoritler: Sınıflandırma ve Özellikler. Springer-Verlag, 1974.
  11. ^ "Tarihte ve Dinde Göktaşı". Alındı 13 Aralık 2012.
  12. ^ Vagn F. Buchwald, Handbook of Iron Meteorites. Kaliforniya Üniversitesi Yayınları, 1975.
  13. ^ James H. Shirley, Rhodes Whitmore Fairbridge, Gezegen bilimleri ansiklopedisi, Springer, 1997. ISBN  978-0-412-06951-2
  14. ^ Geochimica ve Cosmochimica Açta, Cilt 45, Ed. 9–12
  15. ^ John T. Wasson: Göktaşları. Springer-Verlag 1974.
  16. ^ Scott, Edward R. D .; Wasson, John T. (1 Ocak 1975). "Demir göktaşlarının sınıflandırılması ve özellikleri". Jeofizik İncelemeleri. 13 (4): 527. Bibcode:1975RvGSP..13..527S. doi:10.1029 / RG013i004p00527.
  17. ^ McSween, Harry Y. (1999). Göktaşları ve onların ana gezegenleri (Bölüm baskı). Cambridge: Cambridge Üniv. Basın. ISBN  978-0521587518.
  18. ^ Wasson, John T .; Choe, Won-Hie (31 Temmuz 2009). "IIG demir göktaşları: IIAB çekirdeğinde olası oluşum". Geochimica et Cosmochimica Açta. 73 (16): 4879–4890. Bibcode:2009GeCoA..73.4879W. doi:10.1016 / j.gca.2009.05.062.
  19. ^ Chinga göktaşı Meteoritical Bülten Veritabanında.

Dış bağlantılar