非マグマ隕石
非マグマ隕石
- クラス -
グースレイク隕石は、IAB隕石のsLLサブグループ（低Au、低Ni）に属します。
構成型鉄
タイプ鉄
サブグループ
別名非マグマ性鉄隕石

非マグマ性隕石（非マグマ性鉄隕石とも呼ばれる）は、かつて隕石学において、火成活動によって形成されたのではないと考えられていた鉄隕石を指すために使われていた、現在は使用されていない用語である。これは、金属溶融物の結晶化によって生成されるマグマ性隕石と区別するためであった。 [ 1 ]この概念は1970年代に提唱されたが、火成活動がいわゆる「非マグマ性」隕石の形成に重要な役割を果たしていることがすぐに認識された。今日でもこれらの用語は時々使用されるが、「マグマ性」と「非マグマ性」という用語の意味が曖昧であるため、使用は推奨されていない。非マグマ性隕石とされていたものは、現在では部分溶融と衝突によって生成されたものと理解されており、原始的エイコンドライトおよびエイコンドライトと同列に扱われている。[ 2 ]

説明

鉄隕石は、小惑星や微惑星の核に由来する。金属核の形成は、放射性核種の熱によって溶融し、核とケイ酸塩マントルに分化することで起こる。隕石の母天体が冷却する間に、金属核は鉄ニッケル合金である隕鉄へと結晶化する。[ 1 ]

1970年代には、鉄隕石グループの一部がこの形成メカニズムと矛盾する特性を持っていることが判明し、一部の科学者は鉄隕石がこのメカニズムによって形成されたのではないと推測するようになりました。[ 2 ]

今日では、これらの異常な特性をもたらすプロセスは、部分溶融とそれに続く急速冷却によって溶融物の移動が妨げられたと説明されています。[ 3 ]この現象の最も可能性の高い原因は衝突です。[ 3 ] [ 4 ]

「非マグマ性」という用語は、現在ではこのグループの隕石を指すのに時々使われていますが、その使用は推奨されていません。[ 5 ]

細分化

非マグマ性隕石には、 3つの鉄隕石グループが分類されています。これらのグループには多くの類似点がありますが、最も特徴的なのは、カンラン石、輝石、長石からなるケイ酸塩包有物を多く含んでいることです。他の鉄隕石にもケイ酸塩包有物が含まれますが、鉱物組成は異なります（例えば、IVA型にはトリディマイトと輝石が含まれます）。[ 6 ]これらのグループのうち、IAB型とIIICD型の2つのグループは現在、原始的エイコンドライトに分類されています。IIE型隕石は現在、通常のエイコンドライトに分類されています。[ 2 ]

次の表は、非マグマ性岩石として説明されるグループとその分類を示しています。

グループ現在分類されている構成型
IAB原始的エイコンドライト[ 2 ]鉄隕石
IIICD原始的エイコンドライト[ 2 ]鉄隕石
IIEエコンドライト[ 2 ]鉄隕石

参照

参考文献

  1. ^ a b Chabot, Nancy L.; Saslow, Sarah A.; McDonough, William F.; McCoy, Timothy J. (2007年10月1日). 「鉄隕石の結晶化における元素分配に対するNiの影響」. Meteoritics & Planetary Science . 42 (10): 1735– 1750. Bibcode : 2007M&PS...42.1735C . CiteSeerX  10.1.1.717.3894 . doi : 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00534.x .
  2. ^ a b c d e f M. K. Weisberg、TJ McCoy、AN Krot (2006). 「隕石分類の体系と評価」(PDF) . D.S. Lauretta、HY McSween (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。
  3. ^ a b Schulz, T.; Upadhyay, D.; Münker, C.; Mezger, K. (2012年4月30日). 「非マグマ性鉄隕石およびウィノナイトの形成と露出史：SmおよびW同位体からの手がかり」. Geochimica et Cosmochimica Acta . 85 : 200–212 . Bibcode : 2012GeCoA..85..200S . doi : 10.1016/j.gca.2012.02.012 .
  4. ^ Wasson, JT; Kallemeyn, GW (2002年6月30日). 「IAB鉄隕石複合体：Aグループ、5つのサブグループ、多数の小グループ、密接に関連、主に急冷溶融物中の結晶偏析によって形成」. Geochimica et Cosmochimica Acta . 66 (13): 2445– 2473. Bibcode : 2002GeCoA..66.2445W . doi : 10.1016/S0016-7037(02)00848-7 . hdl : 2060/20020080608 .
  5. ^ Qin, Liping; Dauphas, Nicolas; Wadhwa, Meenakshi ; Masarik, Jozef; Janney, Philip E. (2008年7月31日). 「182Hf–182Wクロノメトリーと熱モデリングから推定される鉄隕石母天体の急速な集積と分化」.地球惑星科学レター. 273 ( 1–2 ): 94–104 . doi : 10.1016/j.epsl.2008.06.018 .
  6. ^タイ王国バービン;マッコイ、TJ。マイボム、A.グラッドマン、B. Keil、K. (2002)。「隕石の親天体: その数と識別」(PDF)。ウィリアム・F・ボトケでは、アルベルト・チェリーノ;パオロ・パオリッキ (編)。小惑星 III。ツーソン: アリゾナ大学出版局。ページ 653–667。ISBN​​ 978-0816522811. 2012年12月31日閲覧。
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