Demir meteorit

Demir meteoritler (sideritler veya demirli göktaşları olarak da bilinir), genellikle iki mineral fazı ve içeren ve büyük ölçüde olarak bilinen demir-nikel alaşımından oluşan bir meteorit türüdür. meteorit grubu hariç, demir meteoritlerin çoğu gezegenimsi cisimlerin çekirdeklerinden kaynaklanır.

Demir meteorit
— (Tip) —
1864 yılında Sahra'da bulunan ve yaklaşık 500 kg (1.100 lb) ağırlığındaki Demir Meteoriti. Fransa'daki parkında sergileniyor.
(Bileşimsel tip)	Demir
(Ana cisim)	>50
Bileşim	>%95 demir, nikel ve kobalt; %5–25 nikel
Toplam bilinen ağırlık	y. 500 küçük ton (450 t)
kazınmış ve cilalanmış bir diliminde görülen Widmanstätten deseni. Ölçek bilinmiyor.

Demir meteoritlerde bulunan demir, Demir Çağı'nın başlangıcını işaret eden izabe teknikleri geliştirilmeden önce, meteorik demirin dövülgenlik ve süneklik özellikleri nedeniyle insanlar için kullanılabilir demir kaynağı olarak önem taşımıştır.

Oluşum

Tanık olunan düşüşlerin sadece yaklaşık %5,7'sini oluşturan demir meteoritleri, taşsı meteoritlere kıyasla oldukça nadir olsalar da tarih boyunca meteorit koleksiyonlarında büyük ölçüde yer almıştır. Bu durum, birkaç faktöre bağlıdır:

• Taşsı meteoritlerinin aksine, sıra dışı olduklarından kolayca fark edilirler. Günümüzde çöllerde ve Antarktika'da yapılan meteorit aramaları, genel olarak meteoritlerin çok daha kapsamlı bir örneğini ortaya çıkarmaktadır.
• Aşınmalara karşı çok daha dayanıklılardır.
• Atmosfere girişlerinde sağlam kalma olasılıkları çok daha yüksektir ve ablasyon etkisine karşı daha dirençlidirler. Bu nedenle büyük parçalar halinde bulunma olasılıkları daha yüksektir.
• Metal bileşimleri nedeniyle yüzeydeki metal tespit ekipmanları ile gömülü oldukları halde dahi bulunabilirler.

Taşsı meteoritlere göre daha yoğun oldukları için bilinen tüm meteoritlerin kütlesinin neredeyse %90'ını, yani yaklaşık 500 tonunu oluştururlar. Aralarında en büyüğü olan Hoba meteoriti dahil olmak üzere, bilinen en büyük meteoritlerin tamamı bu türdendir.

Köken

Demir meteoritleri, görünür ve yakın kızılötesi spektral özelliklerde benzerlik gösterdikleri için M-tipi asteroitlerle ilişkilendirilmiştir. Daha büyük antik asteroitlerin çarpışmaları sonucu parçalanan çekirdeklerinin kırıntıları olduğu düşünülmektedir. Kısa ömürlü ²⁶Al ve ⁶⁰Fe izotoplarının radyoaktif bozunmasından kaynaklanan ısı, Güneş Sistemi'nin erken döneminde ana cisimlerinin erimesi ve farklılaşması için olası bir neden olarak kabul edilir. Çarpışmaların neden olduğu ısı da erimenin ve farklılaşmanın başka bir nedenidir., muhtemelen S-tipi asteroit 6 Hebe'nin kabuğundan kaynaklandıkları için dikkate değer bir istisna olabilir.

Kimyasal ve izotop analizi, en azından yaklaşık 50 farklı ana cismin ilgili olduğunu göstermektedir. Bu bir zamanlar asteroit kuşağında en az bu kadar büyük, farklılaşmış, bugünkünden çok daha fazla asteroit olduğu anlamına gelir.

Bileşim

Bu meteoritlerin büyük çoğunluğu, ve adı verilen FeNi-alaşımlarından oluşur. Küçük mineraller oluştuğunda, genellikle ve ile çevrelenmiş yuvarlak veya grafit nodülleri oluşturur. Şarbesit ve troilit ayrıca kesilmiş yüzeylerde cm uzunluğunda ve mm kalınlığında lamel şeklinde ortaya çıkan, plaka şekilli kapanımlar halinde de bulunur. Troilit plakalarına lamellae denir.

Kimyasal bileşime genellikle Fe, Ni ve Co elementleri hakimdir ve bu elementler, toplamın %95'ten fazlasını oluşturur. Ni her zaman bulunur; konsantrasyon neredeyse her zaman %5'in üzerindedir ve yaklaşık olarak %25 kadar yüksek olabilir. Önemli bir Nikel yüzdesi, meteorit demirlerini genellikle daha düşük miktarda Ni içeren insan yapımı demir ürünlerinden ayırt etmek için kullanılabilir, fakat yine de meteorit kökenini kanıtlamak için yeterli değildir.

Kullanım

Demir meteoritleri tarihsel olarak kültürel nesnelere, araçlara veya silahlara dönüştürülen için kullanıldı. Maden işleme yöntemlerinin geliştirilmesi ve Demir Çağı'nın başlamasıyla, en azından bu teknikleri geliştirebilen kültürlerde demir meteoritlerinin kaynak olarak önemi azaldı. Antik Mısır ve Demir Çağı öncesindeki diğer medeniyetlerde demir, altın kadar değerliydi; çünkü her ikisi de meteoritlerden geliyordu (örneğin gibi).İnuitler, çok daha uzun bir süre boyunca kullandılar. Demir meteoritleri bazen değiştirilmeden koleksiyonlar ve hatta dini semboller olarak kullanıldılar (örneğin, tapınan gibi). Bugün demir meteoritleri akademik kurumlar ve bireyler için değerli koleksiyon parçalarıdır. Bazıları Hoba meteoriti örneğinde olduğu gibi aynı zamanda turistik cazibe merkezleridir.

Sınıflandırma

İki sınıflandırma kullanılmaktadır: Klasik yapısal sınıflandırma ve daha yeni kimyasal sınıflandırma.

Yapısal sınıflandırma

Daha eski olan yapısal sınıflandırma, Widmanstätten deseninin varlığı veya yokluğuna dayanır ve bu desen, asitle aşındırılmış ve cilalanmış kesitlerin görünümünden değerlendirilebilir. Bu, nikelin demire göre nispi bolluğuyla ilişkilidir. Kategoriler şunlardır:

• (H): Düşük nikel içerir, Widmanstätten deseni yoktur, bulunabilir.
• Oktahedritler (O): Ortalama ila yüksek nikele kadar Widmanstätten desenine sahiptir, en yaygın sınıftır. Kamasit lamellerinin genişliğine göre en kalınından en incesine kadar bölünebilirler.
  • En kalın (Ogg): lamel genişliği > 3,3 mm
  • Kaın (Og): lamel genişliği 1,3–3,3 mm
  • Orta (Om): lamel genişliği 0,5–1,3 mm
  • İnce (Of): lamel genişliği 0,2–0,5 mm
  • En ince (Off): lamel genişliği < 0,2 mm
  • Plesitik (Opl): oktahedritler ve ataksitler arasında geçiş yapısı
• (D): çok yüksek nikel, Widmanstätten deseni yok, nadir.

Kimyasal sınıflandırma

Eser elementler Ga, Ge ve Ir oranlarına dayalı daha yeni bir kimyasal sınıflandırma şeması, demir meteoritleri farklı asteroit ana cisimlerine karşılık gelen sınıflara ayırır. Bu sınıflandırma, nikel içeriğini farklı eser elementler (örneğin, Ga, Ge ve Ir) karşısında gösteren diyagramlara dayanır. Farklı demir meteoriti grupları, veri noktası kümeleri olarak görünür.

Başlangıçta bu grupların dört tanesi, Roma rakamları I, II, III, IV ile belirlenmişti. Daha fazla kimyasal veri elde edildiğinde bunlar, örneğin Grup IV, IVA ve IVB meteoritlerine bölündü. Daha sonra bazı gruplar, orta dereceli meteoritler bulunduğunda tekrar birleştirildi (örneğin IIIA ve IIIB, IIIAB meteoritleri).

2006 yılında demir meteoritleri, sınıflandırılmamış olanlar dahil olmak üzere 13 gruba ayrıldı:

• • IA: Orta ve kalın oktahedritler, %6,4–8,7 Ni, 55–100 ppm Ga, 190–520 ppm Ge, 0,6–5,5 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu 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: %6.1-%6.8 Ni. Nikel konsantrasyonları, As (4-9 μg/g), Au (0.6-1.0 μg/g) ve P (0.17-0.40%) ile pozitif korelasyon ve Ga (54-42 μg/g), Ir (9-0.07 μg/g) ve W (2.4-0.8 μg/g) ile negatif korelasyon.
• • IIA: Heksahedritler, %5,3–5,7 Ni, 57–62 ppm Ga, 170–185 ppm Ge, 2–60 ppm Ir.
  • IIB: En kalın 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: Plesitik oktahedritler, %9,3–11,5 Ni, 37–39 ppm Ga, 88–114 ppm Ge, 4–11 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu pozitif
• IID: İnce ila orta oktahedritler, %9,8–11,3Ni, 70–83 ppm Ga, 82–98 ppm Ge, 3,5–18 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu pozitif
• : çeşitli irilikte 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
• : Ataksitlerden ince oktahedritlere, %10–23 Ni, 1,5–27 ppm Ga, 1,4–70 ppm Ge, 0,02–0,55 ppm Ir
• IIIE: Kalın 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 kalın 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
• : Ataksitler, %16–26 Ni, 0,17–0,27 ppm Ga, 0,03–0,07 ppm Ge, 13–38 ppm Ir, Ge–Ni korelasyonu pozitif
• Gruplandırılmamış meteoritler. Bu aslında yukarıdaki daha büyük sınıflardan hiçbirine uymayan ve yaklaşık 50 farklı ana cisimden gelen 100'den fazla meteoritten oluşan oldukça geniş bir koleksiyondur (toplamın yaklaşık %15'i).

Ek gruplar ve küçük gruplar bilimsel literatürde tartışılmaktadır:

• : Kalın içeren . düşük nikel konsantrasyonuna sahiptir.

Magmatik ve magmatik olmayan (ilkel) demirler

Demir meteoritleri eskiden iki sınıfa ayrılırdı: magmatik demirler ve magmatik olmayan veya ilkel demirler. Artık bu tanım terk edilmiştir.

Demir sınıf	Gruplar
	,
	IC, IIAB, IIC, IID, IIF, IIG, IIIAB, IIIE, IIIF, IVA, IVB

Taşsı-demir meteoritler

Demir ve 'taşsı' malzemelerin bir araya geldiği karma bileşimli meteoritler için özel kategoriler de bulunmaktadır.

• II) Taşsı-demir meteoritler
  • • Ana grup pallasitler
    • Eagle station pallasit küçük grubu
    • Piroksen pallasit küçük grubu
  • Mesosiderit grubu

Galeri

• Hoba meteoriti, bilinen en büyük demir meteorittir. Namibya'da bulunur ve yaklaşık 60 ton ağırlığındadır.
• , Amerikan Doğa Tarihi Müzesi'nde sergilenen bir meteorittir. Yaklaşık 14.500 kilogram (32.000 pound) ağırlığındadır. Bu, Amerika Birleşik Devletleri'nde bulunan en büyük meteorittir.
• , 5.360 kilogram (11.600 pound) ağırlığında olup 1784 yılında bulunmuş ve 1888 yılında Rio de Janeiro'daki Brezilya Ulusal Müzesi'ndeki mevcut yerine getirilmiştir. Bu, Brezilya'da bulunan en büyük meteorittir.
• Otumpa kütlesi, Campo del Cielo'dan gelen 635 kilogram (1.400 pound) ağırlığındaki meteorik demirdir ve Londra Doğa Tarihi Müzesi'nde sergilenmektedir. Bu meteorit, 1783 yılında Arjantin'in Chaco bölgesinde bulunmuştur.
• 1947 yağmuru sırasından gelen 1,7-kilogram (3,7 lb) ağırlığında bireysel bir meteorittir (en kalın oktahedrit, sınıf IIAB). Bu örnek yaklaşık olarak 12 santimetre (4,7 in) genişliğindedir.
• 700-gram (25 oz) ağırlığında bireysel Chinga demir meteoriti (Ataksit, sınıf IVB). Bu örnek yaklaşık olarak 9 santimetre genişliğindedir.
• 'nden gelen meteorit parçası, 90 mm genişliğindedir.

Ayrıca bakınız

• Göktaşı bilimi

Kaynakça

1. ^ Meteoritical Bulletin Database'de Tamentit meteoriti^[]
2. ^ Wasson, John T. (Ocak 2017). "Formation of non-magmatic iron-meteorite group IIE". Geochimica et Cosmochimica Acta (İngilizce). 197: 396-416. Bibcode:2017GeCoA.197..396W. doi:10.1016/j.gca.2016.09.043. 22 Nisan 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 1 Ekim 2023. 
3. ^ ^{a b c} M. K. Weisberg; T. J. McCoy, A. N. Krot (2006). "Systematics and Evaluation of Meteorite Classification/s". D. S. Lauretta; H. Y. McSween, Jr. (Ed.). Meteorites and the early Solar System II (PDF). Tucson: University of Arizona Press. ss. 19-52. ISBN . 8 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 15 Aralık 2012. 
4. ^ . www.tf.uni-kiel.de. 12 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2021. 
5. ^ Emiliani, Cesare (1992). Planet earth: cosmology, geology, and the evolution of life and environment. Cambridge University Press. s. 152. ISBN . 
6. ^ David J. Darling (2004). The Universal Book of Astronomy: From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance. Wiley. s. 260. ISBN . 
7. ^ Goldstein, Joseph (October 1967). "The iron meteorites, their thermal history and parent bodies". Geochimica et Cosmochimica Acta. 31 (10): 1733-1770. Bibcode:1967GeCoA..31.1733G. doi:10.1016/0016-7037(67)90120-2. 
8. ^ Sahijpal, S.; Soni, P.; Gagan, G. (2007). "Numerical simulations of the differentiation of accreting planetesimals with ²⁶Al and ⁶⁰Fe as the heat sources". Meteoritics & Planetary Science. 42 (9): 1529-1548. Bibcode:2007M&PS...42.1529S. doi:10.1111/j.1945-5100.2007.tb00589.x. 
9. ^ Gupta, G.; Sahijpal, S. (2010). "Differentiation of Vesta and the parent bodies of other achondrites". J. Geophys. Res. Planets. 115 (E8). Bibcode:2010JGRE..115.8001G. doi:10.1029/2009JE003525. 
10. ^ Wasson, J. T. (1969). The chemical classification of iron meteorites—III. Hexahedrites and other irons with germanium concentrations between 80 and 200 ppm. Geochimica et Cosmochimica Acta, 33(7), 859–876.
11. ^ J. G. Burke, Cosmic Debris: Meteorites in History. University of California Press, 1986.
12. ^ ^{a b} J. T. Wasson, Meteorites: Classification and Properties. Springer-Verlag, 1974.
13. ^ . atlasobscura.com. 22 Aralık 2017. 25 Aralık 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Haziran 2021. 
14. ^ . 23 Ağustos 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Aralık 2012. 
15. ^ Vagn F. Buchwald, Handbook of Iron Meteorites. University of California Press, 1975.
16. ^ James H. Shirley, Rhodes Whitmore Fairbridge, Encyclopedia of planetary sciences, Springer, 1997.
17. ^ Geochimica et Cosmochimica Acta, Cilt 45, Ed. 9–12
18. ^ Scott, Edward R. D.; Wasson, John T. (1 Ocak 1975). "Classification and properties of iron meteorites". Reviews of Geophysics. 13 (4): 527. Bibcode:1975RvGSP..13..527S. doi:10.1029/RG013i004p00527. 
19. ^ McSween, Harry Y. (1999). Meteorites and their parent planets (Sec. bas.). Cambridge: Cambridge Univ. Press. ISBN . 
20. ^ Wasson, John T.; Choe, Won-Hie (31 Temmuz 2009). "The IIG iron meteorites: Probable formation in the IIAB core". Geochimica et Cosmochimica Acta. 73 (16): 4879-4890. Bibcode:2009GeCoA..73.4879W. doi:10.1016/j.gca.2009.05.062. 
21. ^ Chinga meteorite^[] at Meteoritical Bulletin Database.

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta Demir meteorit ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

• Planetary Science Research Discoveries'de demir meteoritleri hakkında tartışmalar da dahil olmak üzere meteorit makaleleri (İngilizce)
• Meteorites Avustralya'dan Demir meteorit görüntüleri