Los meteoritos IVB son un grupo de meteoritos de hierro ataxita clasificados como acondritas . [1] El grupo IVB tiene las composiciones químicas más extremas de todos los meteoritos de hierro , lo que significa que los ejemplos del grupo están empobrecidos en elementos volátiles y enriquecidos en elementos refractarios en comparación con otros meteoritos de hierro . [2]
Meteoritos IVB | |
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- Grupo - | |
Tipo | Hierro |
Clasificación estructural | La mayoría son ataxitas (sin estructura) pero muestran patrones microscópicos de Widmanstätten |
Clase | Magmático |
Subgrupos |
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Cuerpo padre | IVB |
Composición | Hierro meteórico ( kamacita , taenita y tetrataenita ); bajo en elementos volátiles , alto en níquel y elementos refractarios |
Total de especímenes conocidos | 14 |
Descripción
Los meteoritos IVB están compuestos de hierro meteórico ( kamacita , taenita y tetrataenita ). La composición química es baja en elementos volátiles y alta en níquel y elementos refractarios . Aunque la mayoría de los meteoritos IVB son ataxitas ("sin estructura"), muestran patrones microscópicos de Widmanstätten . Las laminillas miden menos de 20 µm de ancho y se encuentran en una matriz de plessita . [3] El meteorito de Tlacotepec es un octaedrita , haciendo una notable excepción, ya que la mayoría de los IVB son ataxitas . [4]
Clasificación
Los meteoritos de hierro se dividieron originalmente en cuatro grupos designados por números romanos (I, II, III, IV). Cuando se dispuso de más datos químicos, algunos grupos se dividieron. El grupo IV se dividió en meteoritos IVA y IVB. [5] La clasificación química se basa en diagramas que trazan el contenido de níquel frente a diferentes oligoelementos (por ejemplo , galio , germanio e iridio ). Los diferentes grupos de meteoritos de hierro aparecen como grupos de puntos de datos. [1] [6]
Cuerpo padre
Los meteoritos IVB formaron el núcleo de un cuerpo padre que luego fue destruido, algunos de los fragmentos cayeron en la Tierra como meteoritos. [3] El modelado del cuerpo parental del IVB debe tener en cuenta la composición química extrema, especialmente el agotamiento de elementos volátiles (galio, germanio) y el enriquecimiento en elementos refractarios (iridio) en comparación con otros meteoritos de hierro . [2]
La historia del organismo padre se ha reconstruido en detalle. El cuerpo padre del IVB se habrá formado a partir de material que se condensó a las temperaturas más altas mientras la nebulosa solar se enfriaba. El enriquecimiento en elementos refractarios fue causado por menos del 10 % del material condensable que ingresó al cuerpo de origen. [2] Los modelos térmicos sugieren que el cuerpo padre del IVB se formó 0,3 millones de años después de la formación de las inclusiones ricas en calcio y aluminio , ya una distancia del sol de 0,9 unidades astronómicas . [7] [8]
La diferenciación del cuerpo del planeta en un núcleo y un manto probablemente fue impulsada por el calor producido por la desintegración del 26 Al y el 60 Fe . [9] [10] Las altas concentraciones de níquel fueron causadas por condiciones físicas oxidantes. La variación química de las muestras de IVB se puede explicar como diferentes etapas de la cristalización fraccionada del núcleo convectivo del cuerpo original. [3] El tamaño exacto del cuerpo padre todavía se debate. El modelado de las velocidades de enfriamiento sugiere que tenía un radio de 140 ± 30 km con un núcleo de radio de 70 ± 15 km. Las velocidades de enfriamiento rápido se explican por una colisión de tiro rasante del cuerpo principal con un asteroide más grande. Esto quitó el manto del cuerpo padre, dejando atrás el núcleo de hierro destrozado para que se enfríe rápidamente. [3]
Especímenes notables
A diciembre de 2012, se conocen 14 especímenes de meteoritos IVB. [11] Un espécimen notable es el meteorito Hoba , el meteorito intacto más grande conocido. Nunca se ha observado la caída de un meteorito IVB. [11]
Ver también
- Glosario de meteoritos
Referencias
- ↑ a b M. K. Weisberg; TJ McCoy, AN Krot (2006). "Sistemática y evaluación de la clasificación de meteoritos" (PDF) . En DS Lauretta; HY McSween, Jr. (eds.). Meteoritos y el sistema solar temprano II . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 19–52. ISBN 978-0816525621. Consultado el 15 de diciembre de 2012 .
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- ^ a b c d Yang, Jijin; Goldstein, Joseph I .; Michael, Joseph R .; Kotula, Paul G .; Scott, Edward RD (31 de julio de 2010). "Historia térmica y origen de los meteoritos de hierro IVB y su cuerpo padre". Geochimica et Cosmochimica Acta . 74 (15): 4493–4506. Código bibliográfico : 2010GeCoA..74.4493Y . doi : 10.1016 / j.gca.2010.04.011 .
- ^ "El Catálogo de Meteoritos" . nhm.ac.uk.
- ^ McSween, Harry Y. (1999). Meteoritos y sus planetas padres (Sec. Ed.). Cambridge: Universidad de Cambridge. Prensa. ISBN 978-0521587518.
- ^ Scott, Edward RD; Wasson, John T. (1 de enero de 1975). "Clasificación y propiedades de los meteoritos de hierro". Reseñas de Geofísica . 13 (4): 527. Código Bibliográfico : 1975RvGSP..13..527S . doi : 10.1029 / RG013i004p00527 .
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- ^ Haghighipour, Nader; Scott, Edward RD (20 de abril de 2012). "Sobre el efecto de los planetas gigantes en la dispersión de cuerpos parentales de meteorito de hierro de la región de planetas terrestres en el cinturón de asteroides: un estudio de concepto". El diario astrofísico . 749 (2): 113. arXiv : 1202.2975 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 749..113H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 749/2/113 .
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- ^ a b "Base de datos del boletín meteorológico" . Sociedad Meteorítica . Consultado el 17 de diciembre de 2012 .