Demir meteorit

Demir meteoritler (sideritler veya demirli göktaşları olarak da bilinir), genellikle iki mineral fazı kamasit ve taenit içeren ve büyük ölçüde meteorik demir olarak bilinen demir-nikel alaşımından oluşan bir meteorit türüdür. IIE demir meteorit  grubu hariç, demir meteoritlerin çoğu gezegenimsi cisimlerin çekirdeklerinden kaynaklanır.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.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.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.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. IIE demir meteoritleri, 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.Bu meteoritlerin büyük çoğunluğu, kamasit ve taenit adı verilen FeNi-alaşımlarından oluşur. Küçük mineraller oluştuğunda, genellikle şarbesit ve kohenit ile çevrelenmiş yuvarlak troilit 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 Reichenbach 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.Demir meteoritleri tarihsel olarak kültürel nesnelere, araçlara veya silahlara dönüştürülen meteorik demir 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 Tutankhamun'un meteorik demir hançeri gibi). İnuitler, Cape York meteoritini çok daha uzun bir süre boyunca kullandılar. Demir meteoritleri bazen değiştirilmeden koleksiyonlar ve hatta dini semboller olarak kullanıldılar (örneğin, Willamette meteoritine tapınan Clackamas halkı gibi). Bugün demir meteoritleri akademik kurumlar ve bireyler için değerli koleksiyon parçalarıdır. Bazıları Hoba meteoriti örneğinde olduğu gibi aynı zamanda turistik cazibe merkezleridir.İki sınıflandırma kullanılmaktadır: Klasik yapısal sınıflandırma ve daha yeni kimyasal 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:Oktahedritler (O): Ortalama ila yüksek nikele kadar Widmanstätten desenine sahiptir, en yaygın sınıftır. Kamasit lamellerinin genişliğine göre en kalınından en incesine kadar bölünebilirler.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).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.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 pozitifIID: İnce ila orta oktahedritler, %9,8–11,3Ni, 70–83 ppm Ga, 82–98 ppm Ge, 3,5–18 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu pozitifIIE: çeşitli irilikte oktahedritler, %7,5–9,7 Ni, 21–28 ppm Ga, 60–75 ppm Ge, 1–8 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu yokIIIE: Kalın oktahedritler, %8,2–9,0 Ni, 17–19 ppm Ga, 3–37 ppm Ge, 0,05–6 ppm Ir, Ge-Ni korelasyonu yokIIIF: 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 yokIVA: 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 pozitifIVB: Ataksitler, %16–26 Ni, 0,17–0,27 ppm Ga, 0,03–0,07 ppm Ge, 13–38 ppm Ir, Ge–Ni korelasyonu pozitifGruplandırılmamış 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).Demir meteoritleri eskiden iki sınıfa ayrılırdı: magmatik demirler ve magmatik olmayan veya ilkel demirler. Artık bu tanım terk edilmiştir.Demir ve 'taşsı' malzemelerin bir araya geldiği karma bileşimli meteoritler için özel kategoriler de bulunmaktadır.Planetary Science Research Discoveries'de demir meteoritleri hakkında tartışmalar da dahil olmak üzere meteorit makaleleri