비매그마틱 운석
Nonmagmatic meteorite| 비매그마틱 운석 | |
|---|---|
| - 클래스 - | |
 구스 호수 운석은 sLL 하위 그룹(low-Au, low-Ni)에 속하는 IAB 운석입니다. | |
| 구성 유형 | 철 |
| 유형 | 철 |
| 서브그룹 | |
| 대체 이름 | 비마그마 철 운석 |
비마그틱 운석(비마그틱 철 운석)은 원래 화성 작용에 의해 형성되지 않았다고 생각되었던 철 운석을 금속 용융의 [1]결정화에 의해 생성된 마그마 운석과 구별하기 위해 기상학에서 사용되지 않는 용어이다.이 개념은 1970년대에 개발되었지만 화성 작용이 소위 "비매그틱" 운석의 형성에 중요한 역할을 한다는 것을 금방 깨달았습니다.오늘날 이 용어는 여전히 가끔 사용되고 있지만, 마그마틱과 비마그마틱이라는 용어의 애매한 의미 때문에 사용을 권장하지 않는다.비마그틱으로 묘사된 운석은 현재 부분 융해 및 충격 사건의 산물로 이해되고 있으며 원시 연철광과 [2]연철광과 함께 분류된다.
묘사
철 운석은 소행성과 미행성들의 행성 중심에서 유래한다.금속 코어의 형성은 핵과 규산염 맨틀로의 용융과 분화를 초래하는 방사성핵종의 열에 좌우된다.운석의 모체가 식는 동안 금속심은 철-니켈 [1]합금인 운석 철로 결정화된다.
1970년대에 철운석군 중 일부는 이 생성 메커니즘과 양립할 수 없는 성질을 가지고 있다는 것이 밝혀졌고, 일부 과학자들은 [2]이 메커니즘을 통해 형성되지 않았다고 추측했다.
오늘날 이러한 비정상적인 특성을 유발하는 프로세스는 부분 용융과 그에 따른 고속 냉각으로 설명되며, 이로 인해 [3]용융 마이그레이션이 방지됩니다.가장 가능성이 높은 원인은 충격 [3][4]이벤트입니다.
"비매그마틱"이라는 용어는 현재 사용되지 [5]않고 있지만 여전히 이러한 운석 그룹을 지칭하는 데 사용됩니다.
소분할
세 개의 철 운석군이 비마그마 운석의 일부로 묘사된다.그것들은 많은 유사점을 공유하며, 가장 쉽게 인식할 수 있는 것은 올리빈, 휘석 및 장석으로 구성된 많은 규산염 함유물을 포함하고 있다는 것이다.다른 철 운석도 규산염 함유물을 포함할 수 있지만 광물학은 다릅니다(예를 들어 IVA는 트리디마이트와 피록센을 [6]가집니다).그 중 IAB와 IIICD 운석 두 개는 현재 원시 연골암으로 분류된다.IIE 운석은 이제 일반 연철광으로 [2]분류된다.
다음 표는 그룹이 비매그마틱으로 기술되어 있으며 그 분류를 나타내고 있습니다.
| 그룹. | 현시점에서는 다음과 같이 분류됨 | 구성 유형 |
|---|---|---|
| IAB | 원시 연철석[2] | 철운석 |
| IIICD | 원시 연철석[2] | 철운석 |
| IIE | 아콘드라이트[2] | 철운석 |
「 」를 참조해 주세요.
레퍼런스
- ^ a b Chabot, Nancy L.; Saslow, Sarah A.; McDonough, William F.; McCoy, Timothy J. (1 October 2007). "The effect of Ni on element partitioning during iron meteorite crystallization". Meteoritics & Planetary Science. 42 (10): 1735–1750. CiteSeerX 10.1.1.717.3894. doi:10.1111/j.1945-5100.2007.tb00534.x.
- ^ a b c d e f M. K. Weisberg; T. J. McCoy, A. N. Krot (2006). "Systematics and Evaluation of Meteorite Classification" (PDF). In D. S. Lauretta; H. Y. McSween (eds.). Meteorites and the early solar system II. Tucson: University of Arizona Press. pp. 19–52. ISBN 978-0816525621. Retrieved 15 December 2012.
- ^ a b Schulz, T.; Upadhyay, D.; Münker, C.; Mezger, K. (30 April 2012). "Formation and exposure history of non-magmatic iron meteorites and winonaites: Clues from Sm and W isotopes". Geochimica et Cosmochimica Acta. 85: 200–212. doi:10.1016/j.gca.2012.02.012.
- ^ Wasson, J.T; Kallemeyn, G.W (30 June 2002). "the IAB iron-meteorite complex: A group, five subgroups, numerous grouplets, closely related, mainly formed by crystal segregation in rapidly cooling melts". Geochimica et Cosmochimica Acta. 66 (13): 2445–2473. doi:10.1016/S0016-7037(02)00848-7. hdl:2060/20020080608.
- ^ Qin, Liping; Dauphas, Nicolas; Wadhwa, Meenakshi; Masarik, Jozef; Janney, Philip E. (31 July 2008). "Rapid accretion and differentiation of iron meteorite parent bodies inferred from 182Hf–182W chronometry and thermal modeling". Earth and Planetary Science Letters. 273 (1–2): 94–104. doi:10.1016/j.epsl.2008.06.018.
- ^ Burbine, T. H.; McCoy, T. J.; Meibom, A.; Gladman, B.; Keil, K. (2002). "Meteoritic Parent Bodies: Their Number and Identification" (PDF). In William F. Bottke; Alberto Cellino; Paolo Paolicchi (eds.). Asteroids III. Tucson: University of Arizona press. pp. 653–667. ISBN 978-0816522811. Retrieved 31 December 2012.
