初期の原始惑星系円盤の中にはカルシウム-アルミニウムが豊富な介在物（CAI）が含まれており、アルミニウムの同位体26Alの半減期は72万年と短く半径20km程度の小惑星を溶かす程度の発熱を50万年維持することが可能ということでしょう。以下、機械翻訳。
Erg Chech 002 親体の熱履歴: 小さな小惑星の初期降着と初期分化
概要
微惑星における降着と分化過程の歴史は、さまざまな方法で提供されています。
隕石群。 さまざまな親体レイヤーをサンプリングすると、それらの状況が明らかになります 金属ケイ酸塩の分離と原始惑星の内部構造。 グループ化されていないアコンドライトErg Chech 002 (EC 002) が、原始火成地殻からの一連のサンプルに追加されました。 ここで紹介します
EC 002 の熱年代データを利用し、その降着時間とサイズに適合するモデル
これらのデータの親ボディ。 使用された U 補正された Pb-Pb、Al-Mg、および Ar-Ar 年代は、最適適合を意味します。CAI 後 0.1 Ma に形成された半径 20 ～ 30 km の微惑星。 その内部は早く溶けた
0.5 Ma で区別され、一時的な下部マントル マグマによるコアとマントルの形成を可能にします。
海洋、および隕石層の深さで 25% 未満の溶融分率。 この溶融物から形成された EC 002
未分化の地殻で覆われた部分的に分化した領域の深さ0.8km。 に
さまざまなサイズと速度のインパクターとの衝突をシミュレートし、最小放出を分析しました
元の母体からの EC 002 の状態と衝突部位の表面組成。
EC 002 の積層深度とは異なるマグマ海域は、それが関与していなかったことを意味します。
EC 002ジェネシスで。 私たちのモデルは、Al-Mg 年代の閉鎖温度を 1060 K ～
1200 K. 急速な親体の冷却は、後半の Ar-Ar 時代を別の後半の局所的な再加熱に帰します。
影響。
キーワード: 惑星内部 (1248) — 微惑星 (1259) — 小惑星 (72) — 隕石 (1038)
— エイコンドライト (15) — 宇宙年代学 (332) — 降着 (14) — 衝突現象(779)
1.はじめに
隕石は、太陽系に存在した、またはまだ存在している惑星の物体から材料を採取します。 非軟骨性
宇宙の岩石は、コア、マントル、地殻など、母体の異なる層をサンプリングします。 コスモケミカル
さまざまなグループのエーコンドライトと原始エーコンドライトの分析は、降着の部分的な年代順の図を提供します
初期太陽系の原始惑星における分化過程。 それらは、金属ケイ酸塩の分離の状況と、その上に確立された内部構造を追跡することを可能にします。 微惑星と原始惑星を少なくとも部分的に層別化する初期の金属ケイ酸塩分離は、
さまざまな分化隕石、たとえば、HED、鉄隕石、グループ化されたエーコンドライト、原始エーコンドライト、
グループ化されていないさまざまなエーコンドライト (例: タファサセット、NWA 011、NWA 6704)。 小惑星帯の宇宙観測
(4) Vesta などの天体は、隕石の記録を補完し、小惑星規模のケーススタディを提供します。
惑星オブジェクト。 コンドライトの初期融解を経験した未分化オブジェクトに及ぶ構造
コンドライトクラストを持つ部分的に分化したオブジェクト上の原石、例えば、（21）Lutetia Neumann et al。 （2013）、完全に
金属コア、ケイ酸塩マントル、およびケイ酸塩クラストを持つ分化体、例えば、(4) Vesta Neumann et al. (2014a)、できる
派生する。 微惑星の分化した地殻物質は、過去に玄武岩質によって表されると考えられてきました
ユークリットやいくつかのグループ化されていないエーコンドライトなどの岩石。 最近では、安山岩のエイコンドライトが発見され、
初期の太陽系の惑星天体のいくつかは安山岩質の地殻を持っていた. 安山岩または粗面安山岩のアコンドライト
現在までに NWA 11575、GRA 06128 および GRA 06129、ALM-A、NWA 11119、および新たに発見された固有の
原始的な火成岩を採取するアルカリに富む一連のエーコンドライトに追加されたエーコンドライト Erg Chech 002 (EC 002)
クラストBarrat et al. (2021)。 ここでは母体の性質とEC002の形成条件を紹介します。
熱進化および分化モデルによって示される物質は、この隕石の年代記録に適合します。
図 1. 左の列: カラーバーとアイソラインの両方が、微惑星半径 R と降着時間の関数として適合品質を示しています
Ar-Ar および Al-Mg 年代なし (上段) または Al-Mg 年代なしの熱年代データの適合から得られた EC 002 の t0
ただし、Ar-Ar 年齢を含みます (下の行)。 右の列: 最適な親体の EC 002 の適合深さでの熱変化
左の列に赤い点で示されます。 最適な降着時間は、< 0.2 Ma (上) および < 0.3 Ma (下) に対応します。 の
最適な半径の範囲は、一番上の行では 20 km から 30 km にかなりよく制限されていますが、一番下の行では 150 km を超えるとあまりよくありません
行。 R = 20 km および t0 = 0.1 Ma のそれぞれの最小適合品質領域からの例示的な親天体も
R = 200 km および t0 = 0.1 Ma は赤い点で示されているため。 どちらの Al-Mg 年代も、温度曲線に直接配置されています。
推奨される閉鎖温度は、tc = 1.83 Ma に対して ≈ 1160 − 1180 K および tc = 2.14Ma について ≈ 1060 − 1100 K です。
図 2. 左: 分化と冷却 (実線) およびレイヤリングの深さを適合させた後の密度と相対的な深さのプロファイル
(破線)。 右: 時間の関数としてのマグマ オーシャン (実線で囲まれた領域) の拡張と進化
そして相対的な深さ。 層の深さ (破線) とマグマの海の最大拡張時の上限 (点線)
線) は、マグマの海からの融解が EC 002 物質の発生に関与していない可能性が高いことを示しています。
Erg Chech 002 親体の熱履歴: 小さな小惑星の初期降着と初期分化
概要
微惑星における降着と分化過程の歴史は、さまざまな方法で提供されています。
隕石群。 さまざまな親体レイヤーをサンプリングすると、それらの状況が明らかになります 金属ケイ酸塩の分離と原始惑星の内部構造。 グループ化されていないアコンドライトErg Chech 002 (EC 002) が、原始火成地殻からの一連のサンプルに追加されました。 ここで紹介します
EC 002 の熱年代データを利用し、その降着時間とサイズに適合するモデル
これらのデータの親ボディ。 使用された U 補正された Pb-Pb、Al-Mg、および Ar-Ar 年代は、最適適合を意味します。CAI 後 0.1 Ma に形成された半径 20 ～ 30 km の微惑星。 その内部は早く溶けた
0.5 Ma で区別され、一時的な下部マントル マグマによるコアとマントルの形成を可能にします。
海洋、および隕石層の深さで 25% 未満の溶融分率。 この溶融物から形成された EC 002
未分化の地殻で覆われた部分的に分化した領域の深さ0.8km。 に
さまざまなサイズと速度のインパクターとの衝突をシミュレートし、最小放出を分析しました
元の母体からの EC 002 の状態と衝突部位の表面組成。
EC 002 の積層深度とは異なるマグマ海域は、それが関与していなかったことを意味します。
EC 002ジェネシスで。 私たちのモデルは、Al-Mg 年代の閉鎖温度を 1060 K ～
1200 K. 急速な親体の冷却は、後半の Ar-Ar 時代を別の後半の局所的な再加熱に帰します。
影響。
キーワード: 惑星内部 (1248) — 微惑星 (1259) — 小惑星 (72) — 隕石 (1038)
— エイコンドライト (15) — 宇宙年代学 (332) — 降着 (14) — 衝突現象(779)
1.はじめに
隕石は、太陽系に存在した、またはまだ存在している惑星の物体から材料を採取します。 非軟骨性
宇宙の岩石は、コア、マントル、地殻など、母体の異なる層をサンプリングします。 コスモケミカル
さまざまなグループのエーコンドライトと原始エーコンドライトの分析は、降着の部分的な年代順の図を提供します
初期太陽系の原始惑星における分化過程。 それらは、金属ケイ酸塩の分離の状況と、その上に確立された内部構造を追跡することを可能にします。 微惑星と原始惑星を少なくとも部分的に層別化する初期の金属ケイ酸塩分離は、
さまざまな分化隕石、たとえば、HED、鉄隕石、グループ化されたエーコンドライト、原始エーコンドライト、
グループ化されていないさまざまなエーコンドライト (例: タファサセット、NWA 011、NWA 6704)。 小惑星帯の宇宙観測
(4) Vesta などの天体は、隕石の記録を補完し、小惑星規模のケーススタディを提供します。
惑星オブジェクト。 コンドライトの初期融解を経験した未分化オブジェクトに及ぶ構造
コンドライトクラストを持つ部分的に分化したオブジェクト上の原石、例えば、（21）Lutetia Neumann et al。 （2013）、完全に
金属コア、ケイ酸塩マントル、およびケイ酸塩クラストを持つ分化体、例えば、(4) Vesta Neumann et al. (2014a)、できる
派生する。 微惑星の分化した地殻物質は、過去に玄武岩質によって表されると考えられてきました
ユークリットやいくつかのグループ化されていないエーコンドライトなどの岩石。 最近では、安山岩のエイコンドライトが発見され、
初期の太陽系の惑星天体のいくつかは安山岩質の地殻を持っていた. 安山岩または粗面安山岩のアコンドライト
現在までに NWA 11575、GRA 06128 および GRA 06129、ALM-A、NWA 11119、および新たに発見された固有の
原始的な火成岩を採取するアルカリに富む一連のエーコンドライトに追加されたエーコンドライト Erg Chech 002 (EC 002)
クラストBarrat et al. (2021)。 ここでは母体の性質とEC002の形成条件を紹介します。
熱進化および分化モデルによって示される物質は、この隕石の年代記録に適合します。
図 1. 左の列: カラーバーとアイソラインの両方が、微惑星半径 R と降着時間の関数として適合品質を示しています
Ar-Ar および Al-Mg 年代なし (上段) または Al-Mg 年代なしの熱年代データの適合から得られた EC 002 の t0
ただし、Ar-Ar 年齢を含みます (下の行)。 右の列: 最適な親体の EC 002 の適合深さでの熱変化
左の列に赤い点で示されます。 最適な降着時間は、< 0.2 Ma (上) および < 0.3 Ma (下) に対応します。 の
最適な半径の範囲は、一番上の行では 20 km から 30 km にかなりよく制限されていますが、一番下の行では 150 km を超えるとあまりよくありません
行。 R = 20 km および t0 = 0.1 Ma のそれぞれの最小適合品質領域からの例示的な親天体も
R = 200 km および t0 = 0.1 Ma は赤い点で示されているため。 どちらの Al-Mg 年代も、温度曲線に直接配置されています。
推奨される閉鎖温度は、tc = 1.83 Ma に対して ≈ 1160 − 1180 K および tc = 2.14Ma について ≈ 1060 − 1100 K です。
図 2. 左: 分化と冷却 (実線) およびレイヤリングの深さを適合させた後の密度と相対的な深さのプロファイル
(破線)。 右: 時間の関数としてのマグマ オーシャン (実線で囲まれた領域) の拡張と進化
そして相対的な深さ。 層の深さ (破線) とマグマの海の最大拡張時の上限 (点線)
線) は、マグマの海からの融解が EC 002 物質の発生に関与していない可能性が高いことを示しています。
図 3. 温度 (左パネル) とケイ酸塩の体積分率 (右パネル) の変化
半径 20 km、降着時間 0.1 Ma の親天体 (ケース (a))。 金属分率は 1 から
ケイ酸塩画分。 年代順のデータ ポイント (記号、表 1 を参照)、融解の開始 (右側のパネルの 1213 K 等値線)、
コアとマントルの境界と EC 002 の層の深さ (破線) が比較のために示されています。
図 4.排出された材料。 半径方向の発射速度 (a、c) とピーク圧力 (b、d)。
500 m s^−1 の 2 つの衝突速度について、材料が発生した場所の深さに対して影響を受ける量がプロットされます。
(a,b)
および 5000 m s^−1
（CD）。 黒い破線の垂直線は、EC 002 の形成深度に到達するための掘削深度を示しています。
水平の点線は、体の脱出速度を示します。 色は、さまざまな発射体の半径に対応しています。
4. 考察と結論
私たちのモデルは、EC 002 親体の降着時間とサイズに制約されています。 結果は以下に関して決定的です
である降着時間。 許容適合の場合は CAI 後 0.3 Ma、最適適合の場合は ≤ 0.1 Ma。 親に関しては
体のサイズに応じて、半径が 20 ～ 30 km の小さな天体、または半径が 170 km 以上の大きな天体のいずれかを取得します。
より小さな親体の。 この降着時間は、初期の太陽系のいくつかのクラスから導き出された時間に非常に近いです。
高温変成作用、大規模な融解、および金属ケイ酸塩の分化を経験したオブジェクト、
例：HED の母体 (Vesta) Neumann et al. (2014a)、マグマ鉄隕石 Kruijer et al. (2020); ノイマン
ら。 (2018b)、アングライト Kleine et al. (2012); シラー等。 (2016)、およびカコンドライト グループレット NWA 011 および NWA
6704 ノイマンら。 (2023)。 ただし、それは、低度の融解を経験したオブジェクトの降着よりも前の日付です。
部分的な金属ケイ酸塩の分化のみ、例えば、原始エーコンドライトの母体 アカプルコイト - ロドラナイト ノイマン
ら。 (2018a)、ウレイライト Budde et al. （2015）、およびtafassites Ma et al。 (2022)。 降着時期を比較したのが図です。
5. EC 002 親天体の初期の降着は、親の融解分画と矛盾しているように見えますが、
原始的なエーコンドライトの融解度と同様に、矛盾は非常に浅い層の深さによって解決されます。
より深い内部で高度な融解を引き起こした、急速に冷却する小さな親オブジェクト内の EC 002 の。
R = 20 km の EC 002 親天体のサイズは、微惑星のサイズ分布の下端に近いです。
しかし、そのような天体は、R ≈ 200 km の天体よりも初期の小惑星帯でより一般的でした。 （2005a）。
一方、彼らは数十の時間スケールで混乱させることができるだろう Ma Bottke et al. (2005b)、
EC 002 の Ar-Ar 年代。(b) 最適な温度曲線 (図 1、右下のパネル) は実際には均一ではなかったので、
Ar-Ar 年代である ±40 Ma の閉鎖時間誤差の範囲内でさえありません。
t ≥ 20 Ma での後期衝突などの二次的な事象を反映している可能性があります。 これは、隕石が排出されなかったことを意味します
20 Ma より前に、この衝突を記録することができたので、Barrat らによって提案された急速な放出と矛盾しています。 (2021)。
実際、Ar-Ar 時代自体は、竹野内ら . （2021）は、以前の排出と矛盾しています。 さらに、Al-Mg
バルク岩、斜長石、細粒、および輝石フラクションの 1160 K または 1180 K としての閉鎖温度 Reger
ら。 (2023) および 1060 K または 1160 K の長石および斜長石の画分 Barrat et al。 (2021)。
溶融および金属ケイ酸塩分離の結果は、コンドライト物質が EC 002 で保存できることを示しています。
親天体ですが、< 0.2 - 0.7 km の薄い表層のみです。 しかし、そのような未分化材料の保存
この隕石はコンドライトではないため、EC 002 組成を再現する必要はありません。
図 5. 派生したいくつかのアコンドライト隕石および原始アコンドライト隕石 (色付きのパッチ) の親天体の降着時間
モデルの適合から隕石の年代学 (データ ポイントとテキスト ステートメント) まで。 降着時間と熱年代データ
この研究 (EC 002)、Kleine らからのものです。 (2020) およびノイマンら。 (2018b) (マグマ鉄隕石), Neumann et al.
（2014a）（HEDs / Vesta）、Budde et al。 （2015）（ureilites）、Kleine et al。 （2012）およびシラーら。 （2016）（怒り）、Neumann et al。
(2018a) (acapulcoites-lodranites)、Neumann et al. （2023）（NWA 011およびNWA 6704）、およびMa et al。 （2022）（タファサイト）。 の
データ ポイントは次のクロノメーターから得られます: Hf-W (左向きの三角形)、Mn-Cr (円)、U-Pb-Pb (正方形)、Al-Mg
(上向きの三角形)、I-Xe (右向きの三角形)、Ar-Ar (下向きの三角形)、U-Th-He (星)、および Pu 核分裂トラック
（ダイヤモンド）。 データについては、表 1 (EC 002) および引用された論文 (その他すべての隕石) を参照してください。
図 6. 選択した温度に到達する時間 (青い線)、相対的な正規化されたフィットの質 (黒い線)、および最大値 降着時間の関数としての適合深さ（赤い線）での温度。 R = 20 km の図 1 の 2 つの例示的な天体および R = 200 km が考慮されます。 これら 2 つの天体について、最初に T = 1460 K に達した時刻と、
適合深さで最高温度に達する時間は、互いに 5 万年以内です (したがって、青
線は両方の半径を表します)。 相対的な正規化された適合品質は、固定半径とさまざまな降着時間に対して示され、計算されます
CAI 後 1 Ma 以内に得られた 10.5 の最大値で割ることにより、χn (図 1) から。 0～1の間で変動しますが、
図は縮尺を示していません。 フィット深度での最高温度は初期の降着と同じですがt0 = 0.9 Ma 後に明確。
図 7. 衝撃段階ごとの累積質量。 正規化された逃避排出物質 (a) とその割合が示されています。
800 m から 1300 m の間の地層深度に由来する物質 (b)。 (a) の質量は、
発射体の質量。 (a)は衝突速度500m・s^−1の場合
および 5000 m s^−1破線と実線で示され、
それぞれ。 異なる陰影の付いた灰色のバーは、St¨offler et al. による衝撃段階 M-S2、M-S3、および M-S7 を示します。 (2018)
コンドライトクラストでもない
EC 002 の年代体系を再現するために必要です。
ほぼコンドライト原石は、EC 002 がその場で形成され、衝撃によって発掘されたソース層として機能します。
これは、Erg Chech 002 が 1 に近い可能性が高いことを示す均一な輝石組成によってサポートされています。
その場で結晶化した溶融物であり、累積物ではありません。 (2022)。
急速な冷却を提案して、Barrat 等。 （2021）それから、Al-Mg時代は現在までと見なすことができると推測しました
親メルトの結晶化と 0.95 - 2.2 Ma の分化時間が示唆されました。 対照的に、私たちのモデルは
CAI後0.5 Ma未満の親体の早期分化を意味します（図3）。 私たちは、差別化に注意してください
Barrat らからの時間間隔。 (2021) は、Fang らの Al-Mg モデルの年代と矛盾します。 （2022）およびReger et al。
(2023) は、EC 002 ソース メルトの分化を後付けします。
Barrat らの Al-Mg 年代。 (2021) は、斜長石における Mg 拡散の閉鎖温度の日付を示しています。
閉鎖温度より前の溶融結晶化ではありません。 したがって、結晶化は適度に発生しました
冷却速度に応じて、Al-Mg 材齢よりも大幅に早くなります。 私たちの計算では、一方で、
ゆっくりとした冷却。 一方、最適な温度曲線は、ケースに依存する1425 Kのケイ酸塩固相線を下回ります。
0.75 Ma または 0.82 Ma で、メルトが斜長石 Al-Mg 閉鎖時間の 1.4 Ma まで結晶化したことを意味します。
図 1 の右側のパネルと図 3 の左側のパネルに示すように、強い 26Al 加熱を伴う初期の降着では、≈ 0.4 − 0.5 Ma は、異なる深さの内部がそれぞれの最高温度まで加熱され、ソースメルトを生成します。 そのため、原料から数十年以内の急冷を想定しても
バラットらによって示唆されたように、形成。 (2021) より、母体の降着は早期に起こったに違いありません。 ステートメント
はめあい手順から切り離されるのは、1460 K の最低温度が必要な最も早い時期です。
EC 002 親メルトの生成は、任意の深さで達成されます (図 6、青い破線)。 これらの比較
1.83 Ma の最も早い Al-Mg 閉鎖時間 (図 6、ピンクの線) での異なる降着時間の時間は、親天体は、CAI 後 1 Ma 以内に降着したに違いありません。 に到達するための同様のフィット依存比較
それぞれのはめ込み深度での最高温度は、親天体が 0.8 Ma 後までに降着する必要があることを示しています。
急冷を想定した場合でもCAI。 さらに、適合深度で得られる最高温度が低すぎる
(赤い線) (a) と (b) の両方のケースで > 0.8 の降着時間を除外します。 最後に、相対 χn 曲線 (黒い線) が確認されます
非常に早い降着を好む図 1 の結果。
最近の研究では、Sturtz 等。 (2022) 長引く降着を受ける微惑星の分化を考慮した
CAI 形成の近くから始まり、最大 2 Ma まで続きます。 この降着のタイムスケールは、私たちの結果と一致しています。
Sturtzらによって使用された降着法則のために以来。 (2022) 微惑星は 0.4 Ma 以内に相対半径 > 0.8 まで成長する。
ただし、取得した親体の分化も、Sturtz et al。 (2022)。 これ
Sturtz らのためです。 (2022) は、Barrat らによって計算された 2.255 Ma の Al-Mg 閉鎖時間のみを考慮しました。 (2021)
具体的には、ソースメルトの形成直後に発生した結晶化の時間と見なされます。 しかし、
0.717 Ma の 26Al 半減期の Al-Mg 年代を再計算し、Reger et al. (2023) は、この閉鎖時期が適切であることを示しました。
2.14 Ma であり、さらに、1.83 Ma の別のはるかに早い Al-Mg 閉鎖時間を提供しました。 ここでは、U-Pb-Pb を取り付けました
Sturtz らには入手できなかった Ar-Ar データ。 (2022) であり、降着時間には両方の Al-Mg 年代が含まれています
議論。 これらの入力データの統合により、早期の母体分化がもたらされます。 Sturtz の別の結果
ら。 (2022) は母体半径 70 - 130 km でした。 これは、ケースの R = 20 − 30 km の結果と一致しません。
(a)、または (b) の場合の R ≥ 170 km の場合。 ここでも、この違いは、フィット手順の使用に明確に起因します。
より正確なステートメントを提供します。
温度間隔内で、1 Ma あたり 140 K から 170 度の冷却速度が得られました (cp。図 1、右パネル)。
400 K と 1470 K で囲まれています。これらの冷却速度は、1 秒あたり 5 度の冷却速度よりも桁違いに遅くなります。
Barrat らによって提案された年および 1 日あたり 1 度。 (2021) 異なる温度間隔について。 私たちの冷却速度は、
実際、レーガーらによって提案された 1 Ma あたり最大 465 度に近い。 (2023) for EC 002. ローカル ステートメントとして、
両方の Al-Mg 閉鎖時間の間の時間間隔で、モデルは 1 Ma あたり 227 K から 246 K の冷却速度を生成します。
Reger らによる見積もりにさらに近い。 (2023)。の閉鎖温度内でのモデル化された冷却速度
550 ± 20 K の Ar-Ar システムは、123 K (ケース (a)) または 30 K (ケース (b)) です。図 1、右のパネルを参照してください。 ただし、40Ar※が不足
拡散竹野内ら。 (2021) は、衝撃掘削と一致する非常に急速な冷却を示しています。 このように、冷やしてから
竹野内 ら からのAr-Ar閉鎖時間の前に発生するAr-Ar閉鎖温度未満。 (2021)、
母体内の EC 002 層深さの材料は、CAI 後の t ≥ 18 Ma での衝撃によって再加熱され、この掘削イベントの後、再びはるかに速く冷却されました。
金属コアは、4 Ma または 80 Ma 未満の時間スケールの熱対流を受けました。 コアになる可能性は低い
< 4 Ma の対流フェーズは、母体のコンドライト部分またはカマサイト部分を磁化するのに十分です。
EC 002 の場合。(b) の場合の 80 Ma までのコア対流の持続時間は、いくらかの磁化をもたらす可能性が高いが、
ケース (b) の親体は、適合の質が悪いため、可能性が低いと見なされます。 実際、モーレル等。 (2022) 帰属
初期の太陽系星雲場の影響によるカマサイト部分の自然残留磁化。 当時の
0.1 Ma の親天体の降着のうち、太陽系星雲はまだ散逸しておらず、そのような影響を考慮しています。
地殻の下部の圧縮された部分は、マントルよりも密度が高く、密度のコントラストは 300 ～ 700 kg m^−3です。
(図 2、左パネル)。 ただし、このコントラストは、その高い粘性のために、この低温領域とマントルとの沈み込みと混合を引き起こすには十分ではありません。 EC 002 は、部分的に (ほぼ完全に) に由来します。
この領域と完全に分化したマントルの間の分化した一時的に部分的に溶融した層。 距離
層の深さと最大拡張時のマグマオーシャンの上限との間の 1.5 ～ 1.8 km
(図 2、右パネル) は、マグマの海の融解が EC 002 物質の発生に関与していない可能性が高いことを意味します。
（図2）。 マグマオーシャンは、一般に 50% を超える溶融分率によって特徴付けられますが、EC 002 はおそらく形成されました。
ほぼコンドライト原石の ≈ 25 % の融解から。 温度曲線は U-Pb-Pb データと
融解温度と変成温度は同じ深さで十分に制約され、さらに広い範囲で
輝石とアノーサイトで提案された閉鎖温度との一致 (図 1)、私たちのモデルはより単純な
EC 002 の形成シナリオは、大規模な移行や押し出しを伴わないものです。
より深い地域から冷たい地殻へのソースメルト。
1 km 未満の浅い深さからの物質の放出には、
より深い内部からの放出。 衝突部位は、未分化から混入した瓦礫で覆われます。
地殻、いくつかのインパクター物質、およびいくつかの部分的に分化した噴出物。 未分化クラストが
ほぼコンドライト組成であり、スペクトル的にそのように見えますが、母体はまだ太陽系に存在している可能性があります。
しかし、そのスペクトルは Erg Chech 002 のスペクトルの特徴と一致しません。
衝突速度に応じて、脱出よりも速く材料を掘削して排出するための最小発射体サイズ
速度は 0.7−5 km です。 より大きな発射体は、関連する深さからより多くの材料を掘削できます。 この資料のほとんどについて、
衝撃圧は、5 km s^-1 および 0.5 km s^-1 で 20 ～ 40 GPa および 1 GPa 未満のままです。
衝撃速度、それぞれ。 これ
材料の全岩衝撃融解を引き起こす圧力以下であるSt¨offler et al。 （2018）。 それにもかかわらず、1 - 5 GPa は破砕や輝石の機械的双晶などの衝撃変形を誘発するのに十分であり、≈ 20 GPa で十分です
斜長石における平面変形特徴の形成およびダイアプレクティックガラスへの部分的変換について St¨offler et al.
（2018）。 EC 002 は弱いショックを受けていると分類されます (ステージ 1 IUGS 2007 / M-S2、Barrat et al. (2021) を参照)。
1 ～ 5 GPa の衝撃圧まで。 500 m s−1 の遅い衝突速度の場合
、排出されて逃げる材料なし
システムはそのような圧力にさらされていました（図7 a）。 より速い衝撃のために、いくつかの衝撃段階が見られます
放出された物質、およびこの物質の大部分がステージ M-S2 に衝撃を受けました (図 7 a)。 素材が少なかった
10 または 20 GPa の圧力に衝撃を与えた (表 4)。 ただし、EC 002 の場合、深さを考慮することも重要です。
元。 深さ 800 m から 1300 m に由来する物質 (図 7 b) は、完全な脱出と同様の傾向を示しています。
噴出物 (図 7 a) であり、この物質は約 6 GPa 以上の圧力にさらされていました。 これは推定値をわずかに上回っています
ショックステージM-S2の圧力範囲。 推定地層深度から約40～50%の流出物
は < 10 GPa まで衝撃を受け、材料の約 85% は 20 GPa 未満の圧力で衝撃を受けました。
ショック ステージ M-S3 (表 4)。 その結果、5 km s^−1 の速度の衝突
700 m を超える発射体の場合
EC 002 のような物質を、十分に高い排出速度で層の深さから排出して、親層を残すことができます。
システム。 500 m s^−1 の速度の衝突
同じ材料を排出できますが、圧力は衝撃を与えるのに十分ではありません
ステージ M-S2 へのマテリアル。 500 m s^−1 より速い衝突の場合
、衝撃圧力が増加するため、次のように結論付けられます
最小衝突イベントの速度は 500 m s^−1 を超え、衝突エネルギーは ≈ 2 − 3 × 10^19 J です。
衝突角度の影響を考慮すると、必要な衝突エネルギーは、垂直方向に比べてさらに大きくなる可能性があります
掘削深さは影響が浅いほど減少するため、影響シミュレーション。 さらに、大規模な影響も
親体の大部分を破壊するものは、EC02 のような物質を放出する可能性があります。 ただし、サイズ頻度により、
小惑星貯留層の場合、提案されたシナリオと比較して、そのような大きな影響が発生する可能性ははるかに低いと主張します。
ケイ酸塩画分。 年代順のデータ ポイント (記号、表 1 を参照)、融解の開始 (右側のパネルの 1213 K 等値線)、
コアとマントルの境界と EC 002 の層の深さ (破線) が比較のために示されています。
図 4.排出された材料。 半径方向の発射速度 (a、c) とピーク圧力 (b、d)。
500 m s^−1 の 2 つの衝突速度について、材料が発生した場所の深さに対して影響を受ける量がプロットされます。
(a,b)
および 5000 m s^−1
（CD）。 黒い破線の垂直線は、EC 002 の形成深度に到達するための掘削深度を示しています。
水平の点線は、体の脱出速度を示します。 色は、さまざまな発射体の半径に対応しています。
4. 考察と結論
私たちのモデルは、EC 002 親体の降着時間とサイズに制約されています。 結果は以下に関して決定的です
である降着時間。 許容適合の場合は CAI 後 0.3 Ma、最適適合の場合は ≤ 0.1 Ma。 親に関しては
体のサイズに応じて、半径が 20 ～ 30 km の小さな天体、または半径が 170 km 以上の大きな天体のいずれかを取得します。
より小さな親体の。 この降着時間は、初期の太陽系のいくつかのクラスから導き出された時間に非常に近いです。
高温変成作用、大規模な融解、および金属ケイ酸塩の分化を経験したオブジェクト、
例：HED の母体 (Vesta) Neumann et al. (2014a)、マグマ鉄隕石 Kruijer et al. (2020); ノイマン
ら。 (2018b)、アングライト Kleine et al. (2012); シラー等。 (2016)、およびカコンドライト グループレット NWA 011 および NWA
6704 ノイマンら。 (2023)。 ただし、それは、低度の融解を経験したオブジェクトの降着よりも前の日付です。
部分的な金属ケイ酸塩の分化のみ、例えば、原始エーコンドライトの母体 アカプルコイト - ロドラナイト ノイマン
ら。 (2018a)、ウレイライト Budde et al. （2015）、およびtafassites Ma et al。 (2022)。 降着時期を比較したのが図です。
5. EC 002 親天体の初期の降着は、親の融解分画と矛盾しているように見えますが、
原始的なエーコンドライトの融解度と同様に、矛盾は非常に浅い層の深さによって解決されます。
より深い内部で高度な融解を引き起こした、急速に冷却する小さな親オブジェクト内の EC 002 の。
R = 20 km の EC 002 親天体のサイズは、微惑星のサイズ分布の下端に近いです。
しかし、そのような天体は、R ≈ 200 km の天体よりも初期の小惑星帯でより一般的でした。 （2005a）。
一方、彼らは数十の時間スケールで混乱させることができるだろう Ma Bottke et al. (2005b)、
EC 002 の Ar-Ar 年代。(b) 最適な温度曲線 (図 1、右下のパネル) は実際には均一ではなかったので、
Ar-Ar 年代である ±40 Ma の閉鎖時間誤差の範囲内でさえありません。
t ≥ 20 Ma での後期衝突などの二次的な事象を反映している可能性があります。 これは、隕石が排出されなかったことを意味します
20 Ma より前に、この衝突を記録することができたので、Barrat らによって提案された急速な放出と矛盾しています。 (2021)。
実際、Ar-Ar 時代自体は、竹野内ら . （2021）は、以前の排出と矛盾しています。 さらに、Al-Mg
バルク岩、斜長石、細粒、および輝石フラクションの 1160 K または 1180 K としての閉鎖温度 Reger
ら。 (2023) および 1060 K または 1160 K の長石および斜長石の画分 Barrat et al。 (2021)。
溶融および金属ケイ酸塩分離の結果は、コンドライト物質が EC 002 で保存できることを示しています。
親天体ですが、< 0.2 - 0.7 km の薄い表層のみです。 しかし、そのような未分化材料の保存
この隕石はコンドライトではないため、EC 002 組成を再現する必要はありません。
図 5. 派生したいくつかのアコンドライト隕石および原始アコンドライト隕石 (色付きのパッチ) の親天体の降着時間
モデルの適合から隕石の年代学 (データ ポイントとテキスト ステートメント) まで。 降着時間と熱年代データ
この研究 (EC 002)、Kleine らからのものです。 (2020) およびノイマンら。 (2018b) (マグマ鉄隕石), Neumann et al.
（2014a）（HEDs / Vesta）、Budde et al。 （2015）（ureilites）、Kleine et al。 （2012）およびシラーら。 （2016）（怒り）、Neumann et al。
(2018a) (acapulcoites-lodranites)、Neumann et al. （2023）（NWA 011およびNWA 6704）、およびMa et al。 （2022）（タファサイト）。 の
データ ポイントは次のクロノメーターから得られます: Hf-W (左向きの三角形)、Mn-Cr (円)、U-Pb-Pb (正方形)、Al-Mg
(上向きの三角形)、I-Xe (右向きの三角形)、Ar-Ar (下向きの三角形)、U-Th-He (星)、および Pu 核分裂トラック
（ダイヤモンド）。 データについては、表 1 (EC 002) および引用された論文 (その他すべての隕石) を参照してください。
図 6. 選択した温度に到達する時間 (青い線)、相対的な正規化されたフィットの質 (黒い線)、および最大値 降着時間の関数としての適合深さ（赤い線）での温度。 R = 20 km の図 1 の 2 つの例示的な天体および R = 200 km が考慮されます。 これら 2 つの天体について、最初に T = 1460 K に達した時刻と、
適合深さで最高温度に達する時間は、互いに 5 万年以内です (したがって、青
線は両方の半径を表します)。 相対的な正規化された適合品質は、固定半径とさまざまな降着時間に対して示され、計算されます
CAI 後 1 Ma 以内に得られた 10.5 の最大値で割ることにより、χn (図 1) から。 0～1の間で変動しますが、
図は縮尺を示していません。 フィット深度での最高温度は初期の降着と同じですがt0 = 0.9 Ma 後に明確。
図 7. 衝撃段階ごとの累積質量。 正規化された逃避排出物質 (a) とその割合が示されています。
800 m から 1300 m の間の地層深度に由来する物質 (b)。 (a) の質量は、
発射体の質量。 (a)は衝突速度500m・s^−1の場合
および 5000 m s^−1破線と実線で示され、
それぞれ。 異なる陰影の付いた灰色のバーは、St¨offler et al. による衝撃段階 M-S2、M-S3、および M-S7 を示します。 (2018)
コンドライトクラストでもない
EC 002 の年代体系を再現するために必要です。
ほぼコンドライト原石は、EC 002 がその場で形成され、衝撃によって発掘されたソース層として機能します。
これは、Erg Chech 002 が 1 に近い可能性が高いことを示す均一な輝石組成によってサポートされています。
その場で結晶化した溶融物であり、累積物ではありません。 (2022)。
急速な冷却を提案して、Barrat 等。 （2021）それから、Al-Mg時代は現在までと見なすことができると推測しました
親メルトの結晶化と 0.95 - 2.2 Ma の分化時間が示唆されました。 対照的に、私たちのモデルは
CAI後0.5 Ma未満の親体の早期分化を意味します（図3）。 私たちは、差別化に注意してください
Barrat らからの時間間隔。 (2021) は、Fang らの Al-Mg モデルの年代と矛盾します。 （2022）およびReger et al。
(2023) は、EC 002 ソース メルトの分化を後付けします。
Barrat らの Al-Mg 年代。 (2021) は、斜長石における Mg 拡散の閉鎖温度の日付を示しています。
閉鎖温度より前の溶融結晶化ではありません。 したがって、結晶化は適度に発生しました
冷却速度に応じて、Al-Mg 材齢よりも大幅に早くなります。 私たちの計算では、一方で、
ゆっくりとした冷却。 一方、最適な温度曲線は、ケースに依存する1425 Kのケイ酸塩固相線を下回ります。
0.75 Ma または 0.82 Ma で、メルトが斜長石 Al-Mg 閉鎖時間の 1.4 Ma まで結晶化したことを意味します。
図 1 の右側のパネルと図 3 の左側のパネルに示すように、強い 26Al 加熱を伴う初期の降着では、≈ 0.4 − 0.5 Ma は、異なる深さの内部がそれぞれの最高温度まで加熱され、ソースメルトを生成します。 そのため、原料から数十年以内の急冷を想定しても
バラットらによって示唆されたように、形成。 (2021) より、母体の降着は早期に起こったに違いありません。 ステートメント
はめあい手順から切り離されるのは、1460 K の最低温度が必要な最も早い時期です。
EC 002 親メルトの生成は、任意の深さで達成されます (図 6、青い破線)。 これらの比較
1.83 Ma の最も早い Al-Mg 閉鎖時間 (図 6、ピンクの線) での異なる降着時間の時間は、親天体は、CAI 後 1 Ma 以内に降着したに違いありません。 に到達するための同様のフィット依存比較
それぞれのはめ込み深度での最高温度は、親天体が 0.8 Ma 後までに降着する必要があることを示しています。
急冷を想定した場合でもCAI。 さらに、適合深度で得られる最高温度が低すぎる
(赤い線) (a) と (b) の両方のケースで > 0.8 の降着時間を除外します。 最後に、相対 χn 曲線 (黒い線) が確認されます
非常に早い降着を好む図 1 の結果。
最近の研究では、Sturtz 等。 (2022) 長引く降着を受ける微惑星の分化を考慮した
CAI 形成の近くから始まり、最大 2 Ma まで続きます。 この降着のタイムスケールは、私たちの結果と一致しています。
Sturtzらによって使用された降着法則のために以来。 (2022) 微惑星は 0.4 Ma 以内に相対半径 > 0.8 まで成長する。
ただし、取得した親体の分化も、Sturtz et al。 (2022)。 これ
Sturtz らのためです。 (2022) は、Barrat らによって計算された 2.255 Ma の Al-Mg 閉鎖時間のみを考慮しました。 (2021)
具体的には、ソースメルトの形成直後に発生した結晶化の時間と見なされます。 しかし、
0.717 Ma の 26Al 半減期の Al-Mg 年代を再計算し、Reger et al. (2023) は、この閉鎖時期が適切であることを示しました。
2.14 Ma であり、さらに、1.83 Ma の別のはるかに早い Al-Mg 閉鎖時間を提供しました。 ここでは、U-Pb-Pb を取り付けました
Sturtz らには入手できなかった Ar-Ar データ。 (2022) であり、降着時間には両方の Al-Mg 年代が含まれています
議論。 これらの入力データの統合により、早期の母体分化がもたらされます。 Sturtz の別の結果
ら。 (2022) は母体半径 70 - 130 km でした。 これは、ケースの R = 20 − 30 km の結果と一致しません。
(a)、または (b) の場合の R ≥ 170 km の場合。 ここでも、この違いは、フィット手順の使用に明確に起因します。
より正確なステートメントを提供します。
温度間隔内で、1 Ma あたり 140 K から 170 度の冷却速度が得られました (cp。図 1、右パネル)。
400 K と 1470 K で囲まれています。これらの冷却速度は、1 秒あたり 5 度の冷却速度よりも桁違いに遅くなります。
Barrat らによって提案された年および 1 日あたり 1 度。 (2021) 異なる温度間隔について。 私たちの冷却速度は、
実際、レーガーらによって提案された 1 Ma あたり最大 465 度に近い。 (2023) for EC 002. ローカル ステートメントとして、
両方の Al-Mg 閉鎖時間の間の時間間隔で、モデルは 1 Ma あたり 227 K から 246 K の冷却速度を生成します。
Reger らによる見積もりにさらに近い。 (2023)。の閉鎖温度内でのモデル化された冷却速度
550 ± 20 K の Ar-Ar システムは、123 K (ケース (a)) または 30 K (ケース (b)) です。図 1、右のパネルを参照してください。 ただし、40Ar※が不足
拡散竹野内ら。 (2021) は、衝撃掘削と一致する非常に急速な冷却を示しています。 このように、冷やしてから
竹野内 ら からのAr-Ar閉鎖時間の前に発生するAr-Ar閉鎖温度未満。 (2021)、
母体内の EC 002 層深さの材料は、CAI 後の t ≥ 18 Ma での衝撃によって再加熱され、この掘削イベントの後、再びはるかに速く冷却されました。
金属コアは、4 Ma または 80 Ma 未満の時間スケールの熱対流を受けました。 コアになる可能性は低い
< 4 Ma の対流フェーズは、母体のコンドライト部分またはカマサイト部分を磁化するのに十分です。
EC 002 の場合。(b) の場合の 80 Ma までのコア対流の持続時間は、いくらかの磁化をもたらす可能性が高いが、
ケース (b) の親体は、適合の質が悪いため、可能性が低いと見なされます。 実際、モーレル等。 (2022) 帰属
初期の太陽系星雲場の影響によるカマサイト部分の自然残留磁化。 当時の
0.1 Ma の親天体の降着のうち、太陽系星雲はまだ散逸しておらず、そのような影響を考慮しています。
地殻の下部の圧縮された部分は、マントルよりも密度が高く、密度のコントラストは 300 ～ 700 kg m^−3です。
(図 2、左パネル)。 ただし、このコントラストは、その高い粘性のために、この低温領域とマントルとの沈み込みと混合を引き起こすには十分ではありません。 EC 002 は、部分的に (ほぼ完全に) に由来します。
この領域と完全に分化したマントルの間の分化した一時的に部分的に溶融した層。 距離
層の深さと最大拡張時のマグマオーシャンの上限との間の 1.5 ～ 1.8 km
(図 2、右パネル) は、マグマの海の融解が EC 002 物質の発生に関与していない可能性が高いことを意味します。
（図2）。 マグマオーシャンは、一般に 50% を超える溶融分率によって特徴付けられますが、EC 002 はおそらく形成されました。
ほぼコンドライト原石の ≈ 25 % の融解から。 温度曲線は U-Pb-Pb データと
融解温度と変成温度は同じ深さで十分に制約され、さらに広い範囲で
輝石とアノーサイトで提案された閉鎖温度との一致 (図 1)、私たちのモデルはより単純な
EC 002 の形成シナリオは、大規模な移行や押し出しを伴わないものです。
より深い地域から冷たい地殻へのソースメルト。
1 km 未満の浅い深さからの物質の放出には、
より深い内部からの放出。 衝突部位は、未分化から混入した瓦礫で覆われます。
地殻、いくつかのインパクター物質、およびいくつかの部分的に分化した噴出物。 未分化クラストが
ほぼコンドライト組成であり、スペクトル的にそのように見えますが、母体はまだ太陽系に存在している可能性があります。
しかし、そのスペクトルは Erg Chech 002 のスペクトルの特徴と一致しません。
衝突速度に応じて、脱出よりも速く材料を掘削して排出するための最小発射体サイズ
速度は 0.7−5 km です。 より大きな発射体は、関連する深さからより多くの材料を掘削できます。 この資料のほとんどについて、
衝撃圧は、5 km s^-1 および 0.5 km s^-1 で 20 ～ 40 GPa および 1 GPa 未満のままです。
衝撃速度、それぞれ。 これ
材料の全岩衝撃融解を引き起こす圧力以下であるSt¨offler et al。 （2018）。 それにもかかわらず、1 - 5 GPa は破砕や輝石の機械的双晶などの衝撃変形を誘発するのに十分であり、≈ 20 GPa で十分です
斜長石における平面変形特徴の形成およびダイアプレクティックガラスへの部分的変換について St¨offler et al.
（2018）。 EC 002 は弱いショックを受けていると分類されます (ステージ 1 IUGS 2007 / M-S2、Barrat et al. (2021) を参照)。
1 ～ 5 GPa の衝撃圧まで。 500 m s−1 の遅い衝突速度の場合
、排出されて逃げる材料なし
システムはそのような圧力にさらされていました（図7 a）。 より速い衝撃のために、いくつかの衝撃段階が見られます
放出された物質、およびこの物質の大部分がステージ M-S2 に衝撃を受けました (図 7 a)。 素材が少なかった
10 または 20 GPa の圧力に衝撃を与えた (表 4)。 ただし、EC 002 の場合、深さを考慮することも重要です。
元。 深さ 800 m から 1300 m に由来する物質 (図 7 b) は、完全な脱出と同様の傾向を示しています。
噴出物 (図 7 a) であり、この物質は約 6 GPa 以上の圧力にさらされていました。 これは推定値をわずかに上回っています
ショックステージM-S2の圧力範囲。 推定地層深度から約40～50%の流出物
は < 10 GPa まで衝撃を受け、材料の約 85% は 20 GPa 未満の圧力で衝撃を受けました。
ショック ステージ M-S3 (表 4)。 その結果、5 km s^−1 の速度の衝突
700 m を超える発射体の場合
EC 002 のような物質を、十分に高い排出速度で層の深さから排出して、親層を残すことができます。
システム。 500 m s^−1 の速度の衝突
同じ材料を排出できますが、圧力は衝撃を与えるのに十分ではありません
ステージ M-S2 へのマテリアル。 500 m s^−1 より速い衝突の場合
、衝撃圧力が増加するため、次のように結論付けられます
最小衝突イベントの速度は 500 m s^−1 を超え、衝突エネルギーは ≈ 2 − 3 × 10^19 J です。
衝突角度の影響を考慮すると、必要な衝突エネルギーは、垂直方向に比べてさらに大きくなる可能性があります
掘削深さは影響が浅いほど減少するため、影響シミュレーション。 さらに、大規模な影響も
親体の大部分を破壊するものは、EC02 のような物質を放出する可能性があります。 ただし、サイズ頻度により、
小惑星貯留層の場合、提案されたシナリオと比較して、そのような大きな影響が発生する可能性ははるかに低いと主張します。
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