Szablon:!Iron IVA

Grupa IVA

Grupa IVA – grupa o najniższej wśród meteorytów żelaznych zawartości kobaltu (Co) oraz bardzo niskiej zawartości germanu i galu (rys. 6). Zawartość niklu rzadko przekracza w nich 10% (100 ppm) (rys. 17). Wszystkie meteoryty tej grupy to oktaedryty drobnoziarniste (Of).^[1] Na wykresach Ni-Ga i Ni-Ge grupa jest silnie izolowana i bardzo zwarta – wartości dla Ga i Ge są w wąskim przedziale. Zawartość galu jest w grupie IVA kilkanaście razy większa od zawartości germanu! (rys. 4) (odwrotnie niż w grupie IIF, gdzie przeważa german).

Charakterystyczny dla tej grupy jest nieznaczny wzrost szerokości belek kamacytu wraz ze wzrostem zawartości niklu (rys. 1), takiej dodatniej korelacji nie obserwuje się dla innych grup, gdzie korelacja jest ujemna! Może to sugerować, że grupa IVA składa się z dwóch podgrup pochodzących z różnych ciał macierzystych?! Na poparcie tej tezy świadczą obserwacje pewnych luk (gap) w zawartościach niklu i irydu, które mogą sugerować istnienie dwóch podgrup (rys. 15). Również modelowanie formowania się struktur Thomsona-Widmanstättena dla grupy IVA wskazują na lukę w tempie stygnięcia ciała macierzystego. Badacze skłaniają się jednak ku twierdzeniu, że sugerowany podział na dwie podgrupy to artefakt i wynika z mało reprezentatywnej liczby próbek oraz z subiektywnego i niejednoznacznego pomiaru szerokości belek kamacytu.^[2] Zagadnienie otwarte. Obliczone średnie tempo stygnięcia ciała macierzystego (stopu Fe-Ni) dla tej grupy wynosi ~100-6600 stopni ma milion lat (~100-6600ºC/My). Wartość najniższe dotyczą meteorytów z grupy IVA o dużej zawartości niklu, wartości najwyższe dotyczą meteorytów tej grupy o najniższej zawartości niklu.^[3] Tak duże tempo stygnięcia znajduje również swoje odzwierciedlenia w morfologii pól plessytu obserwowanych w okazach z tej grupy. Zbliżone wartości izotopów tlenu (Δ¹⁷O i δ¹⁸O) dla meteorytów grupy IVA i chondrytów zwyczajnych typu L i LL, sugerowały ich wspólne pochodzenie. Ale obecnie hipoteza ta jest odrzucana, gdyż wydaje się mało prawdopodobne by żelazo i chondryty pochodziły z tego samego ciała, które dla pierwszych było całkowicie stopione, a te drugie nie uległy znacznemu stopieniu (Scott 2020).

W składzie meteorytów grupy IVA całkowicie brak cohenitu, haxonitu, grafitu i carlsbergitu. Bardzo rzadko obserwuje się małe inkluzje krzemianów. Schreibersyt jest rzadki, a w nisko niklowych członkach grupy nieobecny. Natomiast minerał daubréelit jest bardzo obfity, i dla nisko niklowych członków, jest najczęściej liczniejszy niż troilit. Sam troilit jest popularny oraz występuje w formie nodul (Scott et al. 1975).

Opisując skład mineralny członków tej grupy trzeba pamiętać, że należą do niej również nietypowe, anomalne meteoryty Steinbach i São João Nepomuceno, które swym składem i budową przysparzają tylko „kłopotów” naukowcom! Zawierają one tak dużo krzemianów, iż należałoby je właściwie klasyfikować jako żelazno-kamienne. Jednak skład chemiczny i tekstura ich metalowych części oraz wyznaczone tempo chłodzenia ściśle odpowiadają cechom grupy IVA. Ich frakcja metaliczna ma wyraźną strukturę oktaedrytu, ale ich wtrącenia krzemianowe są zagadką. Chociaż skład izotopowy tlenu w krzemianowej fazie przypomina ten dla chondrytów zwyczajnych typu L i LL, jednak jej mineralogia jest całkowicie niechondrytowa.

W meteorycie Gibeon zaobserwowano płytki polimorficznej odmiany kwarcu trydymitu, a meteoryt Muonionalusta zawiera płytki minerału wysokociśnieniowego stiszowitu, który prawdopodobnie pierwotnie był trydymitem. W okazach grupy IVA powszechne są linie Neumanna (Scott 2020).

Grupa jest liczna, zajmuje czwarte miejsce pod względem liczebności po grupach IAB, IIAB i IIIAB. Najbardziej znane meteoryty tej grupy to: Gibeon^[4], Muonionalusta^[5], Gan Gan, Zaragoza (IVA-an) (fot. 1) oraz nieudokumentowany Kaposfüred. Większość okazów meteorytów z tej grupy ma też bardzo ładny wzór figur Thomsona-Widmanstättena. Do grupy tej należy też już wspomniany wyjątkowej urody anomalny Steinbach (IVA-an) (fot. 7).