Universität zu Köln

Ursprung und Entwicklung von Metallphasen in chondritischen Meteoriten

Schönbeck, Thorbjörn Wolfgang (2005) Ursprung und Entwicklung von Metallphasen in chondritischen Meteoriten. PhD thesis, Universität zu Köln.

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    Abstract

    Die Kosmochemie ist die Wissenschaft der Erforschung von extraterrestrischem Probenmaterial. Dies sind vor allem Meteorite, aber auch interplanetarer Staub oder Proben vom Mond. Meteorite sind Bruchstücke von Asteroiden, vom Mond und vom Mars. Es gibt undifferenzierte Meteorite (Achondrite) und differenzierte Meteorite (Chondrite). Achondrite stammen von größeren Körpern, in denen sich - ähnlich wie auf der Erde - durch Schmelzprozesse ein Metallkern gebildet hat. Im Gegensatz dazu blieben in einigen Chondriten die Komponenten nach ihrer Entstehung unverändert; sie verkörpern damit das älteste Material aus der Anfangsphase des Sonnensystems. Eine Klasse der Chondrite - die kohligen Chondrite - sind besonders auffällig, da ihre Zusammensetzung der Zusammensetzung der solaren Photosphäre entspricht. Diese kohligen Chondrite enthalten Chondren (µm bis mm-große, ehemals geschmolzene Silikatkügelchen), Matrix (sehr feinkörniges Material, Korngrößen von wenigen nm), CAIs (calcium-aluminium-reiche Objekte) und Metall in verschiedenen Anteilen. In dieser Arbeit wurden die Metallphasen metallreicher kohliger Chondrite untersucht. Der Ursprung der Metalle ist bisher nicht abschließend geklärt. Einige Autoren betrachten die Metalle als Kondensate aus dem solaren Nebel; andere Autoren wiederum vermuten, dass alles Metall in kohligen Chondriten durch Metall-Silikat-Gleichgewichte während der Chondrenbildung verändert wurde und daher keine primären Signaturen mehr vorhanden sind. Der kohlige Chondrit HaH 237 enthält zonierte Metalle. Diese entstanden durch Kondensation. Zonierte Metalle beinhalten daher Informationen über die Druck-, Temperatur- und Sauerstofffugazitätsverhältnisse im solaren Nebel vor 4.56 Milliarden Jahren. Kondensationsprozesse kann man mit thermodynamischen Berechnungen simulieren. Die Zusammensetzung der kondensierten Phasen ist von Druck, Temperatur, Sauerstofffugazität und Zusammensetzung des Ausgangsreservoirs abhängig. Meteoritische Metalle enthalten verschiedene siderophile (metall-liebende) und moderat siderophile Spurenelemente; deren Konzentrationen wurden mit berechneten Zusammensetzungen verglichen. So kann man die physikalischen Parameter des Kondensationsprozesses bestimmen. Die zonierten Metalle in HaH 237 entstanden demnach im solaren Nebel; alternative Erklärungen scheiden aus. Sie kondensierten in einem Zeitraum von Wochen oder wenigen Monaten bei einem Druck zwischen 10-5 und 10-6 bar. Die Sauerstofffugazität war gegenüber dem gesamten solaren Nebel etwas höher; vermutlich kondensierten diese Metalle in einem Gebiet mit einem hohen Staub-Gas-Verhältnis. Altersdatierungen zeigen: Metall in HaH 237 entstand ca. 4 Millionen Jahre nach der Bildung der ersten festen Phasen im Sonnensystem. Demnach betrug die Lebensdauer des solaren Nebels mindestens 4 Millionen Jahre. In diesem Zeitraum bildeten sich aber auch schon die ersten Planetesimale (km-große Objekte; die Vorläufer der Planeten). Kondensation, Akkretion und planetare Differentiation liefen im solaren Nebel folglich gleichzeitig nebeneinander ab. Kohlige Chondrite der CR-Gruppe enthalten Metall in Chondren und in der Matrix. Die Chondren wurden in kurzzeiteigen, wiederholten Hochtemperaturereignissen geschmolzen. Metall in Chondren war also mit einer Silikatschmelze im Gleichgewicht. Die Zusammensetzung der Metalle ist dabei von der Zusammensetzung der Silikatschmelze, von der Sauerstofffugazität und von der Temperatur abhängig; durch Analysen der moderat lithophilen Elemente in den Metallen können diese Parameter näher bestimmt werden. Es zeigt sich: Metall in Chondren ist charakterisiert durch hoch variable Gehalte an moderat lithophilen Elementen. Die Ursache dieser Variation ist die Temperatuabhängigkeit der Verteilung zwischen Metall und Silikat. In Kombination mit Diffusionskoeffizienten kann so die Abkühlrate der Chondren abgeschätzt werden. Die maximalen Abkühlraten betragen etwa 750 K pro Minute, die minimalen Abkühlraten etwa 750 K pro Stunde. Einige Chondrenmetalle zeigen Entmischungsstukturen, wie sie in Eisenmeteoriten durch langsame Abkühlung im Bereich von 1100 K bis 400 K entstehen. Diese Entmischung zeigt: Chondrenmetall war über einige Wochen bei Temperaturen um 1100 K - die Metalle wurden also zunächst sehr schnell auf ca. 1300 K und dann sehr langsam weiter abgekühlt. Diese Temperaturgeschichte deckt sich mit berechneten Abkühlpfaden für Chondrenbildung durch Schockwellen im solaren Nebel. Die Befunde der Chondrenmetalle bestärken folglich diese Theorie.

    Item Type: Thesis (PhD thesis)
    Translated abstract:
    AbstractLanguage
    Cosmochemistry deals with the exploration of extraterrestrial materials; mainly meteorites but also interplanetary dust or samples returned from Moon. Meteorites are fragments of asteroids or of Moon and Mars. They are classified as differentiated meteorites (achondrites) and undifferentiated meteorites (chondrites). Achondrites are the result of planetary differentiation on larger planetesimals; those objects maintain enough heat from radioactive decay so that they differentiate into a silicate mantle and a metallic core (like earth). In contrast, chondrites never underwent differentiation; they contain pristine material from the beginning of the solar system. A certain class of chondrites - the carbonaceous chondrites - resembles the composition of the solar photosphere. Thus they are representative for the solar system composition. All chondrites contain chondrules (small, apparently molten droplets of silicates), matrix (fine-grained material, complex mineralogy), CAIs (calcium-aluminum rich mineral aggregates) and metal in various proportions. In this study metal grains from carbonaceous chondrites were investigated. The origin of metal in chondrites is not well known; several theories are discussed. Some authors claim that metal in carbonaceous chondrites formed by condensation in the solar nebula, others consider metal to be completely altered by metal-silicate equilibrium during chondrule formation. HaH 237 - a metal-rich carbonaceous chondrite - contains zoned metal grains. These metals formed by condensation. Zoned metal grains thus provide information about temperature, pressure and oxygen fugacity in the solar nebula, 4.66 billion years ago. Condensation of metal can be calculated using thermodynamical data. The composition of condensing phases depends on pressure, temperature, composition of the precursor material and oxygen fugacity. Meteoritic metal contains several siderophile (metal-loving) and moderately siderophile elements. These elements have been determined using different analytical methods. A comparison of analytical results and compositions predicted by calculations permits to determine physical properties of condensation. The results suggest: zoned metal grains formed in the solar nebula by condensation. The timespan of condensation is in the order of weeks or few months; condensation took place at pressures beween 10-5 and 10-6 bar and slightly elevated oxygen fugacity. This indicates that zoned metal grains formed in a region of the solar nebula with a slight enrichment of dust to gas. Metal in HaH 237 formed approximately 4 million years later than the first solids in the solar nebula. Hence, the lifetime of the solar nebula is at least 4 million years. During this period planetary differentiation took place on larger planetesimals: one has to assume contemporaneous processes such as condensation, accretion and differentiation. CR-carbonaceous chondrites contain metal within chondrules as well as matrix metal. Chondrules are molten objects; hence chondrule metal was in equilibrium with silicate melt. Metal composition is determined by composition of the silicate melt and by temperature and oxygen fugacity during metal-silicate-equilibrium. Chondrule metal contains variable amounts of moderately siderophile elements; this variation is the result of the temperature-dependent distribution between silicate and metal. The amount of moderately siderophiles constrains the oxygen fugacity during chondrule formation; the variations, combined with diffusion coefficients can be used to determine cooling rates of chondrules. The cooling rates of CR chondrules range between 750 K per hour and 750 K per minute. A few chondrule metals show exsolution lamellae - similar to iron meteorites. This is the result of slow cooling at temperatures below 1100 K. Apparenty, chondrule metal has a two-stage cooling history with rapid cooling from 1800 to 1300 K and substantially slower cooling at lower temperatures. This cooling history is predicted by theoretical calculations for chondrule formation in shock waves; the results presented here support that chondrules might have formed by shock waves in the solar nebula.English
    Creators:
    CreatorsEmail
    Schönbeck, Thorbjörn Wolfgangthorbjoern.schoenbeck@uni-koeln.de
    URN: urn:nbn:de:hbz:38-15582
    Subjects: Earth sciences
    Uncontrolled Keywords:
    KeywordsLanguage
    Kosmochemie , Kondensation , Metall , Meteorite , ChondriteGerman
    cosmochemistry , condensation , calculations , metal , chondritesEnglish
    Faculty: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
    Divisions: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät > Institut für Mineralogie und Geochemie
    Language: German
    Date: 2005
    Date Type: Completion
    Date of oral exam: 18 July 2005
    Full Text Status: Public
    Date Deposited: 26 Sep 2005 10:41:33
    Referee
    NameAcademic Title
    Palme, HerbertProf.
    URI: http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/1558

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