ネダゴラ鉄隕石から推定された内側と外側の太陽系微惑星間の衝突混合

インドで採れたネダゴラ鉄隕石のモリブデン（Mo）、ルテニウム（Ru）、ニッケル（Ni）同位体割合とハフニウムおよびタングステン同位体の割合から隕石ができた領域と年代が分かるようです。炭素が固体になるラインて何処？現在の小天体は小惑星帯とカイパーベルトに収斂されているようですが、木星が太陽系内の微惑星をかき混ぜた説をとると。何処にでも太陽に近い所で形成された微惑星と極寒で形成された微惑星がいることになる。以下、機械翻訳。
ネダゴラ鉄隕石から推定された内側と外側の太陽系微惑星間の衝突混合
2021年9月9日に提出
グループ化されていない鉄隕石Nedagollaは、非炭素質（NC）と炭素質（CC）の隕石貯留層の中間のバルクMo、Ru、およびNi同位体組成を持つ最初の隕石です。NedagollaのHf-W年代学は、この混合NC-CC同位体組成が、太陽系の形成から700万年以上後の比較的遅い時期に確立されたことを示しています。混合NC-CC同位体組成は、ネダゴラの化学組成と一致しています。ネダゴラは、CC体に特徴的な、より酸化性の条件下での金属偏析の特徴（MoとWの相対的な枯渇）、およびより還元性の条件（SiとCrの含有量が高い）を組み合わせています。 ）、単一のサンプルで、一部のNCボディに特徴的です。これらのデータを組み合わせると、NCコア材料とCCコア材料の衝突混合の結果としてネダゴラが形成されたことが示唆されます。これは、主にNC本体に由来するケイ酸塩マントル材料で部分的に再平衡化されています。これらの混合プロセスは、2つの分化した物体間の非合体衝突中に発生した可能性があります。これは、ネダゴラの極端な揮発性元素の枯渇の可能性のある経路も提供します。このように、ネダゴラは、木星の成長の結果として予想される、NC体とCC体の初期の衝突混合の最初の同位体証拠を提供します。

結論
グループ化されていない鉄隕石Nedagollaは、バルク同位体組成を持つ最初の隕石です。
非炭素質隕石貯留層と炭素質隕石貯留層の中間。Nedagollaの混合NC-CC同位体特性は、そのMo同位体から特に明らかです。
組成だけでなく、Nedagollaが行うMo-Ru-Ni同位体分類学の組み合わせからも
NCまたはCC構成フィールドのいずれかで一貫してプロットされません。 Nedagollaの182W同位体組成は、その混合NC-CC同位体組成が確立されていることを示しています。
比較的遅く、太陽系の形成後約7Ma以上。そのため、ネダゴラはおそらく
NCとCCボディ間の衝突の結果です。混合NC-CC同位体は別として署名、ネダゴラの化学組成は、還元下で形成された金属の混合を示唆しています
より酸化性の高い下で形成された金属を含む一部のNCボディで一般的である可能性が高い条件
CC本体のコア形成に特徴的な条件。一緒に、これらの観察は示唆している
ネダゴラの親体が2つの分化した間の衝突の結果として形成されたこと、同位体的および化学的に異なるオブジェクト。
NCとCCのボディは、ディスクの2つの異なる領域に形成されましたが、木星によって分離されて、それらは現在の小惑星帯で一緒に発生します。これは
ガスの巨大惑星の成長および/または移動の自然な結果、それは内向きになります
CC体の内部太陽系への散乱（Raymond and Izidoro 2017）。このプロセス
NCとCCの機関間で激しい衝突が発生すると予想されますが、そのような衝突の直接的な経験的証拠はこれまでのところ不足しています。この目的のために、ネダゴラは次のように見なされる可能性があります
NCとCCの物体間のエネルギー衝突の最初の文書化された証拠
小惑星帯へのCC体の着床を伴うと予想されます。

図1.主要なマグマ性鉄隕石グループのGe対Ni濃度の図
（スコットとワッソン、1975年）。 赤い色はNCを示し、青い色はCCの起源を示します。 また、示されています
ネダゴラ（紫色のひし形）といくつかの選択されたグループ化されていないアイアン（黒い四角）を比較します。 ネダゴラは鉄隕石の中で知られているGe濃度が最も低いことに注意してください。
揮発性元素の極端な枯渇の証拠です。


図2.ネダゴラのCIコンドライトで正規化された親鉄元素の存在量。 要素は、50％の凝縮温度の降順でプロットされます（Wood et al.2019）。
比較のために、初期に結晶化したIVA（Jamestown、
マリーエレナ、ラグランジ、ギブオン; McCoy et al。、2011）およびIVB（Cape of Good Hope、Hoba、
トラコテペック; Walker et al。、2008）最も揮発性が低下したNCおよびCC鉄である鉄
隕石グループ。 表6に示されているNedagollaのデータ。 によってコンパイルされたCIコンドライトデータ
吉崎とマクドノウ（2020）。


図3.ε95Mo対ε94Moの図（モリブデン同位体の割合）
ネダゴラと選択された隕石グループの。 NC-および
CC線は、Spitzer et。で説明されているように、利用可能なバルク隕石データの線形回帰からのものです。
al。 （2020）およびBudde etal。 （2019）、それぞれ。 影付きの領域は、バルクの範囲を表します
隕石の組成と幅は、NCラインとCCラインの周りの不確実性に対応しています。 最もよく知られているCC隕石とネダゴラの組成を結ぶ混合線（黒い破線）は、エンスタタイトコンドライトの組成の周りのNC線と交差しています。


図4.（a）ε64Ni対ε62Niのプロット、および（b）ε60Ni対ε62Ni。 NCおよびCC隕石のデータは
Burkhardtらから。 （2017）、Cook etal。 （2020）、Nanne etal。 （2019）、Regelous etal。 （2008）、
Steele etal。 （2011、2012）、およびTang and Dauphas（2012、2014）。 （a）のネダゴラプロット
CCフィールドの下端、一方（b）では、トレンドの延長に沿ってプロットしているように見えます
より正のε60Niおよびε62Ni値に向けてNC隕石によって定義されます。 （b）の破線
EHコンドライトとCIコンドライトの混合線を表します。 BSM –バルクケイ酸塩火星。


図5.前露光ε182W値（つまり、CRE曝露を補正）および対応するHf-W鉄隕石のさまざまなグループのモデル年齢。 ヒルトンとウォーカー（2020）、ヒルトンからのデータ
etal。 （2019）、ハントら。 （2018）、Kruijer and Kleine（2019）、Kruijer etal。 （2014b、2017）、および
Worsham etal。 （2017）。 Nedagollaのε182W値は他の値よりも放射性が高いマグマ性鉄と非マグマ性鉄の組成と重複しています。
より高いε182Wは、おそらく衝撃プロセス中に、後の金属ケイ酸塩の再平衡化を示します。


図6.同位体の関数としてのRu（実線）とNi（一点鎖線）のCC質量分率
CC端成分の構成。 NC端成分は、エンスタタイトコンドライトとして固定されています。 NS
青い影付きの領域は、ネダゴラのCC由来のMoの質量分率を表します。
Δ95Mo値。 灰色のボックスは、CC由来のNiとRuの計算された質量分率を表しています。
CIコンドライトがCC混合端成分として使用されている場合。


図7.（a）ε64Ni対ε94Moのプロット、（b）ε100Ru対ε94Mo、および（c）ε100Ru対ε64Ni。 NCのデータ
およびBurkhardtらの編集からのCC隕石。 （2019）、Hopp etal。 （2020）、およびスピッツァー
etal。 （2020）。 黒の破線は、EHコンドライトとCIコンドライトの混合線を表しています。
3つのプロットすべてで、ネダゴラの構成を通過します。 BSE –バルクケイ酸塩地球。