Hispanopedia WikiLos 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]
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 láminas son más pequeñas que 20 μm de ancho y se encuentran en una matriz de plesita . [3] El meteorito Tlacotepec es una octaedrita , lo que constituye una notable excepción, ya que la mayoría de los IVB son ataxitas . [4]
Clasificación
Los meteoritos de hierro se dividían originalmente en cuatro grupos designados con 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 representan gráficamente el contenido de níquel frente a diferentes elementos traza (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 progenitor que posteriormente fue destruido, y algunos de sus fragmentos cayeron sobre la Tierra en forma de meteoritos. [3] La modelización del cuerpo progenitor IVB debe tener en cuenta su extrema composición química, especialmente el agotamiento de elementos volátiles (galio, germanio) y el enriquecimiento de elementos refractarios (iridio) en comparación con otros meteoritos de hierro . [2]
La historia del cuerpo original ha sido reconstruida en detalle. El cuerpo original IVB se habría 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 entró en el cuerpo original. [2] Los modelos térmicos sugieren que el cuerpo original IVB se formó 0,3 millones de años después de la formación de las inclusiones ricas en calcio y aluminio , y a una distancia del sol de 0,9 unidades astronómicas . [7] [8]
La diferenciación del cuerpo del planeta en un núcleo y un manto fue probablemente impulsada por el calor producido por la descomposición de 26 Al y 60 Fe . [9] [10] Las altas concentraciones de níquel fueron causadas por condiciones físicas oxidantes. La variación química de los especímenes de IVB se puede explicar como diferentes etapas de la cristalización fraccionada del núcleo convectivo del cuerpo original. [3] El tamaño exacto del cuerpo original aún se debate. El modelado de las tasas de enfriamiento sugiere que tenía un radio de 140 ± 30 km con un núcleo de radio de 70 ± 15 km. Las rápidas tasas de enfriamiento se explican por una colisión rasante del cuerpo original con un asteroide más grande. Esto eliminó el manto del cuerpo original, dejando atrás el núcleo de hierro destrozado para que se enfriara rápidamente. [3]
Ejemplares notables
En diciembre de 2012 se conocían 14 ejemplares de meteoritos de clase IVB. [11] Un ejemplar notable es el meteorito Hoba , el meteorito intacto más grande conocido. Nunca se ha observado la caída de un meteorito de clase IVB. [11]
Véase también
Referencias
- ^ ab MK 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 primitivo II . Tucson: University of Arizona Press. págs. 19–52. ISBN 978-0816525621. Recuperado el 15 de diciembre de 2012 .
- ^ a b C Campbell, Andrew J.; Humayun, Munir (1 de octubre de 2005). "Las composiciones de los meteoritos de hierro del grupo IVB y sus padres se funden". Geochimica et Cosmochimica Acta . 69 (19): 4733–4744. Código Bib : 2005GeCoA..69.4733C. CiteSeerX 10.1.1.573.5611 . doi :10.1016/j.gca.2005.06.004.
- ^ abcd 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 original". 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 progenitores (edición secundaria). Cambridge: Cambridge Univ. Press. ISBN 978-0521587518.
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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 progenitores de meteoritos de hierro desde la región de los planetas terrestres hacia el cinturón de asteroides: un estudio conceptual". The Astrophysical Journal . 749 (2): 113. arXiv : 1202.2975 . Código Bibliográfico :2012ApJ...749..113H. doi :10.1088/0004-637X/749/2/113.
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- ^ Moskovitz, Nicholas A.; Walker, Richard J. (31 de julio de 2011). "Tamaño del núcleo del meteorito de hierro del grupo IVA: restricciones derivadas de la edad y la composición de Muonionalusta". Earth and Planetary Science Letters . 308 (3–4): 410–416. arXiv : 1106.2479 . Código Bibliográfico :2011E&PSL.308..410M. doi :10.1016/j.epsl.2011.06.010.
- ^ ab "Base de datos de boletines meteorológicos". Meteoritical Society . Consultado el 17 de diciembre de 2012 .
