La composición de los núcleos de asteroides en el sistema solar primitivo

Distribución espacial relativa de precursores de cuerpos parentales de hierro CC a <1 Ma después de la formación de CAI. Los precursores similares a las condritas carbonáceas de los cuerpos parentales de hierro CC se indican mediante el nombre del grupo con un subíndice pre. Las posiciones de los precursores denotan su distancia heliocéntrica relativa en el disco sugerida por los resultados de nuestro estudio. Los resultados de nuestro estudio sugieren que los contenidos de S y las abundancias de CAI de los precursores aumentan y disminuyen, respectivamente, a medida que aumenta la distancia heliocéntrica. Crédito:Avances científicos (2022). DOI:10.1126/sciadv.abo5781

Los meteoritos de hierro del sistema solar se componen de núcleos originales que pertenecen a los primeros cuerpos acreditados del medio ambiente. Los núcleos se forman en dos depósitos isotópicamente distintos que incluyen tipos no carbonosos y carbonosos en el sistema solar interior y exterior. En un nuevo informe publicado ahora en Science Advances , Bidong Zhang y un equipo de científicos en Ciencias de la Tierra, Planetarias y Espaciales, en la Universidad de California en Los Ángeles, y el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins, midieron la composición elemental de los grupos de carbono-hierro utilizando modelos de cristalización fraccionada para reconstruir el volumen composiciones y procesos de cristalización de núcleos de asteroides originales anteriores.

Los resultados mostraron menos azufre y más fósforo en los núcleos de hierro carbonoso en comparación con los núcleos no carbonosos. El equipo vinculó la abundancia elemental diversa entre los núcleos carbonosos con la distribución de inclusiones ricas en calcio y aluminio en el disco protoplanetario, que pueden haber sido transportadas al sistema solar exterior y distribuidas heterogéneamente en el primer millón de años de la historia del sistema solar.

Comprender la composición de asteroides del sistema solar primitivo

Los astrofísicos clasifican la mayoría de los meteoritos en dos categorías; los tipos carbonosos (CC abreviados) y no carbonosos (NC abreviados) que se basan en composiciones de nitrógeno, oxígeno, titanio, níquel, tungsteno, molibdeno y rutenio. La dicotomía isotópica se revela a través de anomalías nucleosintéticas que muestran cómo los meteoritos carbonosos se enriquecen en nucleidos de proceso rápido de captura de neutrones, en comparación con los meteoritos no carbonosos. La mayoría de los meteoritos parecen originarse en el sistema solar interior (no carbonosos) o en el sistema solar exterior (carbonáceos). Los investigadores suponen que los dos depósitos probablemente se separaron por la formación de Júpiter hace más de 1 millón de años, después de la formación de inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAI).

Los meteoritos de hierro se pueden clasificar en características magmáticas y no magmáticas, donde el primero se formó por cristalización fraccionada en núcleos metálicos fundidos bien mezclados dentro de asteroides diferenciados. Las firmas químicas y las historias evolutivas planetarias de los núcleos de asteroides se pueden reconstruir mediante modelos de cristalización fraccionada. Los modelos existentes de cristalización para grupos de hierro CC y NC se basaban principalmente en elementos de rutenio, germanio, paladio, iridio, osmio u oro.

En este trabajo, Zhang y sus colegas utilizaron nuevos datos de análisis de activación de neutrones de alta precisión complementados con datos de espectrometría de masas de plasma acoplado inductivamente. Presentaron los resultados de 19 elementos y estimaron la composición de núcleos de hierro carbonoso y núcleos no carbonosos, para comprender los procesos responsables de fraccionar los elementos siderófilos entre los núcleos y reconstruir los procesos de cristalización de los núcleos de hierro CC.

Concentraciones de S a granel representadas frente a concentraciones de Re normalizadas con Ni y CI. El renio se utiliza como elemento representativo de los HSE. Los datos de los grupos de hierro NC IC, IIAB, IIIAB y IVA están en símbolos rojos. Los grupos de hierro CC son símbolos azules. La línea continua es el ajuste de máxima verosimilitud con una envolvente de error de 1σ para los grupos de hierro CC. Composición de condritas CI de la literatura. MSWD, desviación media ponderada cuadrática. Crédito:Avances científicos (2022). DOI:10.1126/sciadv.abo5781

Enfoque de cristalización fraccionada

Los investigadores normalmente pueden modelar variaciones en las concentraciones de elementos siderófilos de un grupo de meteoritos de hierro magmático a través de la cristalización fraccionada. Por ejemplo, el aumento de las concentraciones de azufre y fósforo en los fundidos metálicos puede afectar el comportamiento de los siderófilos. Además, aunque las concentraciones de fósforo se midieron con precisión en la mayoría de los meteoritos de hierro, la presencia de azufre no se puede determinar directamente. Zhang y el equipo generaron un nuevo modelo para determinar una composición a granel inicial con azufre y fósforo para adaptarse a la mayoría de las 18 tendencias interelementales de interés. La estrategia funcionó bien para una variedad de elementos y condujo al desarrollo de varias clasificaciones elementales en el trabajo.

Composiciones a granel de los cuerpos parentales de meteoritos de hierro CC. (A) Composiciones a granel normalizadas a condritas CI. (B) Composiciones a granel normalizadas a condritas de Ni y CI. Los contenidos óptimos de S de los grupos IVB e IID están cerca de 0, y aquí se usa un valor de 0,01 % en peso para los dos grupos para mostrar la posición aproximada de S. Composición de condritas CI de la literatura. Los elementos están dispuestos en orden decreciente de su T50. Crédito:Avances científicos (2022). DOI:10.1126/sciadv.abo5781

Elementos altamente siderófilos (HSE) y pepitas de metal refractario (RME)

Los investigadores demostraron cómo las concentraciones masivas elevadas de elementos altamente siderófilos (HSE) en un núcleo se debían al estado redox del cuerpo principal o a una mezcla de diferentes abundancias de metales refractarios de alta temperatura de la nebulosa solar. Con las condritas carbonáceas, los investigadores observaron que los elementos altamente siderófilos estaban enriquecidos en inclusiones ricas en calcio y aluminio, en comparación con otros componentes ricos en silicatos y pepitas de metal refractario, que contribuyeron a formar los huéspedes principales de los elementos altamente siderófilos.

El trabajo exploró aún más los elementos siderófilos y la abundancia de azufre/fósforo para respaldar la idea de que los contenidos de azufre pueden tener una influencia significativa en la temperatura de diferenciación de los cuerpos parentales de los meteoritos de hierro. Examinaron el fraccionamiento de siderófilos volátiles y moderadamente volátiles, así como los procesos de cristalización para comprender el origen de los núcleos de hierro CC y NCC. El equipo estimó el modelo de evolución del disco protoplanetario solar y la abundancia de HSE de los núcleos de hierro carbonoso utilizando modelos de cristalización fraccionada para sugerir la formación de asteroides enriquecidos con HSE más cerca de Júpiter en el golpe de presión, mientras que los asteroides condríticos HSE se formaron más lejos de Júpiter. Júpiter.

Modelado de cristalización de elementos siderófilos en el grupo IIC. Modelo de cristalización fraccionada (6 % en peso de S y 2,2 % en peso de P) de Co (A), Ga (B), Ir (C) y Au (D) frente a As en el grupo IIC. Los puntos negros son los datos NAA. Las líneas rojas, azules y verdes discontinuas indican el sólido derivado de la cristalización fraccionada simple (sólido SFC), el sólido de fusión atrapada (sólido TM) y el líquido (líquido), respectivamente. Las cruces moradas son las líneas de mezcla (línea de mezcla) entre la cristalización fraccionada y los sólidos fundidos atrapados en un incremento del 5%. Los círculos etiquetados en las líneas rojas representan la secuencia de cristalización (cryst.%). Crédito:Avances científicos (2022). DOI:10.1126/sciadv.abo5781

Perspectiva:composición de asteroides de los primeros millones de años del sistema solar

De esta manera, Bidong Zhang y sus colegas describieron las composiciones masivas y los procesos de cristalización que ocurrieron en los primeros millones de años de la historia del sistema solar para crear núcleos de meteoritos de hierro de tipo carbonoso, lo que condujo a la evolución de fundidos metálicos y núcleos de asteroides. Llevaron a cabo modelos de cristalización fraccionada para reconstruir la composición general y los procesos de cristalización de las tendencias entre elementos en los grupos de meteoritos de hierro de tipo carbonoso.

Los resultados mostraron la composición del grupo de hierro carbonoso (CC) y los grupos de hierro no carbonoso (NC) para demostrar su contribución a la cristalización y la evolución de la composición. Si bien los núcleos de hierro CC cristalizaron en ambientes oxidados en comparación con los núcleos NC, tenían un contenido de azufre más bajo, más fósforo, níquel y aumentos de elementos altamente siderófilos en sus fundidos originales, en comparación con los núcleos de hierro NC. + Explora más