Università di Pisa
Dipartimento di Scienze della Terra
Corso di Laurea in Scienze e Tecnologie Geologiche
Tesi di laurea
“MICROSCOPIC IMPACTOR DEBRIS AT KAMIL CRATER
(EGYPT): THE ORIGIN OF THE FE, NI-OXIDE
MICROSCOPIC SPHERULES”
Candidata
Relatore
Laura Carone Prof. Luigi Folco
Controrelatore
Prof. Roberto Santacroce
ANNO ACCADEMICO
2016/2017
RIASSUNTO
Il cratere di Kamil è un piccolo (45 metri in diametro) cratere da impatto situato nell’Egitto sud-occidentale (22°01'06"N, 26°05'16"E) e generatosi dall’impatto ad altissima velocità di una meteorite metallica (Gebel Kamil) su di un target sedimentario (arenarie appartenenti alla Formazione Cretacica di Gilf Kebir) meno di 5000 anni fa. A causa del suo straordinario stato di preservazione Kamil è considerato una struttura tipo per i crateri a piccolo impatto sulla Terra e quindi un laboratorio naturale per indagare riguardo tutti i processi e prodotti associati con l’impatto di piccoli proiettili (Folco et al. 2011).
In questo lavoro ci si è focalizzati sulla natura di microscopiche sferule di ossidi di Fe-Ni abbondantemente trovate nel suolo attorno il cratere e la cui origine non è ancora chiara. Folco et al. (2015) hanno concluso che le sferule di ossidi di Fe-Ni sono: i) i prodotti di fusione di un proiettile metallico poiché loro hanno simili rapporti Ni/Fe (~0.3) e Ni/Co (~26) a quelli di Gebel Kamil (D'Orazio et al. 2011); ii) probabilmente detriti di fusi da impatto trovati insieme con altre particelle fuse da impatto. La loro alta concentrazione in Ni (NiO ~ 21 wt%) è differente da quella tipicamente osservata nelle micrometeoriti di tipo I (NiO ~ 3 wt%; Folco e Cordier 2015). Comunque, le sferule di ossidi di Ni provenienti da Kamil sono simili alle sferule di ossidi di Fe-Ni trovate sul suolo del cratere di Sikhote Alin (Russia) che erano state interpretate come sferule di ablazione by Badyukov & Rajtala (2012), cioè formate durante il volo atmosferico della meteorite metallica di Sikhote Alin attraverso la fusione dei detriti prodotti nella sua disintegrazione.
Sono state selezionate 25 sferule di ossidi di Fe-Ni nel range di dimensioni comprese tra 100-400 µm trovate da 4 campioni di suolo (S23, S24, S25, S26, nel raggio a SE del cratere), raccolti durante la spedizione geofisica Italiana-Egiziana del 2010 (Folco et al. 2010) per effettuare analisi morfologiche e mineralogiche tramite FE-SEM, EMPA e µ-Raman. Le osservazioni al SEM delle particelle intere e sezionate mostrano che le sferule di ossidi di Fe-Ni sono caratterizzate da una varietà di tessiture di rapido raffreddamento, maggiormente dendritiche. Quantità minori di elementi del target, includendo Si e Al (fino a 17 wt% e 2 wt%, rispettivamente), sono stati identificati negli interstizi tra gli ossidi di forma dendritica tramite EDS e WDS. La presenza di componenti del target è un fattore chiave per discriminare le sfere di ablazione da quelle da impatto, poiché queste ultime registrano l’interazione tra il proiettile e il target. Le nostre analisi morfologiche e mineralogiche delle sferule di ossidi di Fe-Ni hanno fornito prove definitive sulla loro origine come sferule da impatto e non come sferule di ablazione come riportato in letteratura per l’evento di impatto di Sikhote Alin.
ABSTRACT
The Kamil crater is a small (45 m in diameter) impact crater in southwestern Egypt (22°01'06"N, 26°05'16"E) that was generated by the hypervelocity impact of a small iron meteorite (Gebel Kamil) on a sedimentary target (sandstones belonging to the Cretaceous Gilf Kebir Formation) less than 5000 years ago. Due to its extraordinary state of preservation Kamil is considered a type structure for small-impact craters on Earth and thus a natural laboratory to investigate all the processes and products associated with the impact of small projectiles (Folco et al. 2011).
In this work we focus on the nature of the microscopic Fe-Ni oxide spherules abundantly found in the soil around crater whose origin is yet unclear. Folco et al. (2015) concluded that these Fe-Ni oxide spherules are i) the product of the melting of the iron projectile, as they have similar Ni/Fe (~ 0.3) and Ni/Co (~ 26) ratios to that of Gebel Kamil (D'Orazio et al. 2011); ii) likely impact melt debris being found together with other impact melt particles. Their high Ni concentration (NiO ~ 21 wt%) are different from those typically observed in I-type micrometeorites (NiO ~ 3 wt%; Folco and Cordier, 2015). However, Fe-Ni oxide spherules from Kamil are similar to Fe-Ni oxide spherules found at the Sikhote Alin crater field (Russia) which were interpreted as ablation spherules by Badyukov & Rajtala (2012), i.e. formed during the atmospheric flight of the Sikhote Alin iron meteorite through the melting of debris produced during its disintegration.
We have selected 25 Fe-Ni oxide spheres in the 100-400 µm size range from four soil samples (S23, S24, S25, S26, downrange of the crater) collected during the 2010 Italian-Egyptian geophysical expedition (Folco et al. 2010) for a detailed morphological and mineralogical investigation by FE-SEM, EPMA and µ-Raman analyses. SEM observations of the whole and sectioned particles show that the Fe-Ni oxide spheres are characterized by a variety of quench, mainly dendritic, textures. Minor amounts of target elements, including Si and Al (up to 17 wt% and 2 wt%, respectively), were detected in the interstices between the oxide dendrites by EDS and WDS. The occurance of a target component is a key factor in discriminating ablation spheres from impact melt spheres, since the latter records the interaction berween projectile and target. Thus, our morphological and mineralogical investigation of the Fe-Ni oxide spheres provided definitive proofs on their origin as impact melt spheres and not ablation spheres as reported in literature for the Sikhote Alin impact event.
INDICE
1 INTRODUZIONE………1
2 CONTESTO GEOLOGICO……….8
2.1 Target Material……….8
2.2 Projectile………11
2.3 Ejecta……….12
3 CAMPIONI E METODI……….14
4 RISULTATI………..23
4.1 Petrografia……….23
4.11 Classificazione……….234.1.2 Sferule di ossidi di Fe e Ni……….23
4.1.3 Sferule cosmiche……….39
4.1.4 Sferule da impatto vetrose………..44
4.2 Geochimica delle sferule di ossidi di Fe e Ni………..47
4.3 Distribuzione dell’estratto magnetico e massa del detrito
dell’impattore……….51
5 DISCUSSIONE………..56
5.1 La questione scientifica: sferule di ablazione o sferule da impatto?...56
5.2 Evidenze di impact melting……….56
5.2.1 Componente del materiale target………..58
5.2.2 Associazione tra le sferule di ossidi di Fe e Ni e le sferule da impatto vetrose……….62
5.3 Massa dell’impattore totale e volume del proiettile fuso………67
6 CONCLUSIONI……….70
1
1 – INTRODUZIONE
Le sferule di ossidi di Fe e Ni analizzate in questo lavoro di tesi provengono dall’area del cratere di Kamil. Kamil (Fig. 1.1) è un piccolo cratere da impatto (Ø 45 m) nell’Egitto sudoccidentale (22°01'06"N, 26°05'16"E) formato dall’impatto ad altissima velocità di una piccola (~10 t) meteorite metallica, detta Gebel Kamil (D’Orazio et al. 2011), su un target di rocce sedimentarie (Tabella 1.1, Urbini et al. 2012). Queste ultime appartengono alla Formazione Gilf Kebir (Urbini et al. 2012) che giacciono in discordanza sul Basamento Precambriano (Klitzsch et al. 1987).
Figura 1.1 Il cratere Kamil, Egitto meridionale. A) Immagine satellitare QuickBird (enhanced true color image; 22 Ottobre 2005; per gentile concessione di Telespazio). B) Vista del cratere da ovest. Da Folco et al. (2011).
2 Tabella 1.1 Tabella riassuntiva che elenca le principali caratteristiche del cratere Kamil (Urbini et al. 2012).
a
Parametri morfometrici del cratere e relativa nomenclatura da Collins et al. (2005).
A causa del suo straordinario stato di preservazione Kamil è considerato una struttura tipo (Folco et al. 2010, 2011) per piccoli crateri da impatto (<1,5 km, Fazio et al. 2016) sulla Terra e quindi un laboratorio naturale per investigare tutti i processi e i prodotti associati all’impatto di piccoli proiettili (~10 t, Folco et al. 2015). Il buono stato di preservazione è dovuto alle condizioni
3
climatiche ideali asciutte del Sahara (Kuper and Kröpelin, 2006), all’età relativamente giovane (<5000 anni; Folco et al. 2011) e alla resistenza meccanica delle rocce target (Fazio et al. 2014). Inoltre i piccoli crateri da impatto sono rari sulla Terra ed erosi maggiormente in profondità (<300 m di diametro; Earth Impact Database 2010). Quindi per comprendere i meccanismi di formazione solitamente ci si basa ampiamente sui modelli fisici (Folco et al. 2011). Contrariamente a tali modelli però Kamil ha fornito dati di terreno che indicano che le meteoriti metalliche con masse di decine di tonnellate possono essere capaci di penetrare l’atmosfera senza una frammentazione sostanziale (Folco et al. 2011).
Nel paragrafo che segue, saranno descritti i parametri morfometrici del cratere di Kamil (Tabella 1.1, Urbini et al. 2012). Si manterrà la terminologia originale mostrata in Figura 1.2 (usata da Collins et al. 2005) per evitare di creare confusione nella descrizione di tali parametri.
Il cratere di Kamil ha una geometria circolare a ”bowl shape”, un’altezza del “crater rim (hfr)
” di ~3 m e una profondità del “crater floor (dfr) ” di ~10 m. Il rapporto tra quest’ultima e il
diametro finale del cratere (“final diameter, Df”) è di ~0,22. I crateri semplici recenti in tutti i corpi
planetari hanno una morfologia simile e un rapporto dfr/Dfr compreso di solito tra 0,2 e 0,33
(Melosh 1989), in cui ricade il rapporto dfr/Dfr relativo al cratere di Kamil. Il rapporto tra la
profondità e il diametro del “transient crater” è di ~0,37. Allo stesso modo i rapporti Dtc (“transient
crater diameter”)/Dfr ~0,78, dtc (“transient crater depht”)/Dtc ≥ 0.37, tbr (“breccia lens
thickness)/⁄dfr ~0,6 e dfr⁄Dfr ~0,22 per il cratere di Kamil sono coerenti con i rapporti Dtc⁄Dfr = 0,84,
dtc⁄Dtc ~0,37, tbr⁄dfr ~0.5 e dfr⁄Dfr = 0,2 predetti dai modelli di conservazione del volume (Melosh
1989). La profondità “excavated” è approssimativamente 40% più alta del valore canonico approssimativamente 1⁄3 dtc (e.g., Melosh 1989, 2011), ciò indica una considerabile porzione di
materiale emesso (Urbini et al. 2012). La hfr per il cratere di Kamil è più alta del valore 0,04Dfr
predetto dai modelli e osservato nei crateri semplici recenti meno di 15 km di diametro sulla Luna (Pike 1977).
I parametri morfometrici del cratere di Kamil (Tabella 1.1), ottenuti da Urbini e al. (2012), tramite indagine geofisica, sono in accordo, come si è visto, con i valori attesi per i crateri semplici. Ciò documenta che il cratere di Kamil è un cratere piccolo di geometria semplice (Fig. 1.2 Collins 2005 e Fig. 1.3, Osinski et al. 2005). Il diametro del cratere, la profondità vera della “transient cavity” e l’altezza del “rim” sono in accordo con ciò che predicono i modelli di craterizzazione (Collins et al. 2005) per una “transient cavity” generata da una meteorite metallica, di ~1.3 m di diametro, che impatta ad una velocità di ~3.55 km s-1 ed un angolo di entrata di 45° (Folco et al.
4
2011). Inoltre masse, a scala centimetrica, di pomici e vetro siliceo, derivate dalla fusione da impatto del basamento, indicavano un raggiungimento locale della P da shock > 60 GPa (Melosh 1989). Alcune di queste masse sono associate a vetro nero ricco in Fe e Ni e testimoniano tracce di fusione del proiettile durante l’impatto (Folco et al. 2011).
Figura 1.2 I simboli sono usati nel testo servono per indicare le diverse dimensioni di un cratere da impatto. a) La dimensione del “transient crater” Dtc è il diametro del “transient crater” misurato sulla superficie di pre-impatto; Dtr è il diametro del “transient crater” misurato dal “rim crest” a “rim crest”; htr è l’altezza del “rim” del “transient crater” misurata dalla superficie di pre-impatto; dtc è la profondità del “transient crater” misurata dalla superficie di pre-impatto; b) Le dimensioni di un cratere semplice (il profilo del “transient crater” è indicato dalla linea tratteggiata): Dfr è il diametro “rim-to-rim”; hfr è l’altezza del “rim” al di sopra della superficie di pre-impatto; tbr è lo spessore della “breccia lens”; dfr è la profondità del cratere misurata dal “crater floor” (sopra “breccia lens”) alla “rim crest”. c) Le dimensioni di un cratere complesso: Dfr è il diametro “rim-to-rim”; hfr è l’altezza del “rim” sopra la superficie di pre-impatto; tmis è lo spessore del “melt sheet”; dfr è la profondità del cratere misurata dal “crater floor” (sopra il “melt sheet”) al “rim crest”.
5 Figura 1.3 Schema raffigurante il meccanismo di formazione dei crateri da impatto da Osinski et al. (2005). a) La prima fase di un evento da impatto, detta “fase di contatto e compressione”, inizia quando il proiettile entra in contatto con la superficie del target. b-c) Durante la successiva “fase di escavazione” (b and c), si forma una “transient cavity” a causa delle complesse interazioni tra l’espansione delle shock wave e la superficie originale del terreno (Melosh 1989). Alla fine della fase di escavazione, si forma una miscela di detriti fusi e di roccia, la quale ricopre la “transient cavity”. Le fasi descritte fin qui riguardano sia la formazione dei crateri da impatto semplici che complessi. d) Durante la fase di modificazione, avviene l’uplift del “cratere transitorio" che porta allo sviluppo di un uplift centrale.
6
La motivazione che ha condotto allo studio di questa tesi è strettamente legata al dibattito aperto sulla natura delle sferule di ossidi di Fe e Ni. Le ipotesi formulate riguardano due diversi meccanismi di formazione possibili per tali sferule: l’impact melting e l’ablazione.
Folco et al. (2015) studiando le sferule di ossidi di Fe, Ni le descrivono come prodotti di fusione del proiettile ferroso, avente simili rapporti Ni/Fe (~0.3) e Ni/Co (~26) a quelli di Gebel Kamil. Inoltre ipotizzano che le sferule di ossidi di Fe e Ni siano detriti di fusione di impatto, poiché tali sferule sono state trovate insieme ad altre particelle fuse da impatto. Tuttavia i dati disponibili non consentirono di escludere completamente l’origine come sferule di ablazione.
Queste sferule sono, infatti, molto simili alle sferule di ossidi trovate e studiate da una delle più grandi cadute di meteoriti: la pioggia di meteoriti metalliche Sikhote-Alin del 1957 in Russia. Le sferule in questione, però, furono interpretate come sferule di ablazione da Badyukov e Rajtala (2012), formatesi quindi durante il volo atmosferico del meteorite metallico Sikhote-Alin attraverso la fusione dei detriti prodotti durante la sua disintegrazione in aria.
La corretta interpretazione di tali sferule ha implicazioni importanti per definire criteri classificativi per la corretta classificazione della grande varietà e quantità di sferule micrometriche che si trovano in natura prodotte da processi abiotici, biotici e antropogenetici e stabilirne con accuratezza l’origine.
Lo studio svolto in questo lavoro di tesi si propone l’obiettivo di risolvere la questione scientifica riguardo l’attribuzione del corretto meccanismo che ha generato le sferule di ossidi di Fe e Ni di Kamil, fornendo prove a favore della tesi sostenuta da Folco et al., 2015. Per raggiungere tale obiettivo si è proceduti, inizialmente, con uno studio mineralogico e morfologico ottenuto tramite le analisi effettuate sia sulla superficie esterna delle sferule di ossidi di Fe e Ni, che sulla loro superficie interna. I dati ottenuti sono stati quindi confrontati con le analisi mineralogiche e morfologiche ricavate dallo studio svolto sulle sferule cosmiche e sulle sferule vetrose da impatto, trovate negli stessi estratti magnetici dei campioni di suolo raccolti attorno al cratere di Kamil, e con i dati di letteratura relativi alle sferule cosmiche.
La caratterizzazione mineralogica e morfologica delle sferule di ossidi di Fe e Ni studiate è avvenuta tramite microscopio elettronico a scansione con sorgente ad emissione di campo (Field Emission-Scanning Electron Microscope, FE-SEM), spettroscopia microRaman e microsonda elettronica (Elettron Micro Probe Analizer, EPMA).
I risultati consentono di fare un po’ di chiarezza sull’origine delle sferule di ossidi di Fe e Ni di Kamil. In particolare la dimostrazione dell’ipotesi da impatto ha un’implicazione per quanto
7
riguarda il volume del proiettile fuso, il cui valore ottenuto dal dato di campo (Folco et al. 2015) era di un ordine di grandezza superiore a quello predetto dai modelli per una massa dell’impattore relativamente piccola (~10 t) come quella stimata per la meteorite Gebel Kamil.
8
2 - CONTESTO GEOLOGICO
Il cratere di Kamil, avente diametro di 45 m, (22°01'06"N, 26°05'16"E; Figg. 1.1, 2.1) è localizzato in un area desertica nel distretto East Uweinat dell’Egitto meridionale, circa 2 km a nord del confine Sudanese e circa 110 km verso est del confine Libico (Urbini et al. 2012). Quest’area piana con un rilievo basso (<50 m) si trova a circa 595 m sopra il livello del mare e pende dolcemente verso sudovest (Urbini et al. 2012).
Figura 2.1 Immagine satellitare Quickbird del cratere Kamil di 45 m di diametro con sketch map del campo di ejecta. Da Urbini et al. 2012.
2.1 Target Material
Nell’area del cratere di Kamil sono presenti due unità stratigrafiche principali, come mostrato nel diagramma a blocchi schematizzato in Fig. 2.2 (Urbini et al. 2012). L’unità inferiore è costituita dal basamento cristallino Precambriano appartenente al cratone del Nilo, che è uno dei cratoni africani più antichi. Il cratone del Nilo è composto maggiormente migmatite, gneiss, anfibolite, charnockite, e granulite di composizione principalmente quarzo-feldspatica, con intercalazioni di quarzite, marmo, rocce calc-silicatiche, e anfiboliti (Klerkx 1980; Schandelmeier et al. 1987, 1988). In base all’età U-Pb degli zirconi dei campioni di anortosite derivate da Gebel Kamil (circa 65 km ad est-nordest del cratere di Kamil), queste rocce potrebbero essere datate a
9
2.67 Ga, i.e., dall’Archeano al Paleoproterozoico (Sultan et al. 1994). Nell’area studiata, la foliazione principale delle rocce metamorfiche immerge tipicamente a NO con un alto angolo compreso tra 40° e 60° (Urbini et al. 2012). L’unità superiore è la Formazione di Gilf Kebir (spessore massimo nell’area: circa 100 m), la quale consiste di arenarie non metamorfosate con intercalazioni minori di siltiti e conglomerati (Fig. 2.3, Fazio et. 2016; Urbini et al. 2012). La Formazione di Gilf Kebir giace discordante al Basamento Precambriano, con una superficie peneplanata che evidenzia un enorme gap stratigrafico (Urbini et al. 2012). Alla Formazione di Gilf Kebir è stata assegnata un’età che spazia dal Giurassico superiore al Cretaceo inferiore (Klitzsch et al. 1979). Il bedding indisturbato della Formazione di Gilf Kebir nell’area varia da sub-orizzontale a una lieve inclinazione verso est (Urbini et al. 2012). Le due unità stratigrafiche sono attraversate da zone fratturate mineralizzate, silicificate, che sono occasionalmente associate a brecce di faglia e ossidi di Fe e Mn (Urbini et al. 2012). Nell’area pianeggiante, le rocce Precambriane e Mesozoiche sono ricoperte in modo discontinuo da un livello di spessore metrico del “colluvium” Quaternario localmente misto a sabbia eolica (Urbini et al. 2012).
Figura 2.2 Diagramma a blocchi (non in scala) mostrante la geologia generale dell’area del cratere di Kamil, dedotta dalle osservazioni in superficie (unità geologiche seguenti la Mappa Geologica dell’Egitto 1:500,000 [Klitzsch et al. 1987]). Il cratere di Kamil è disegnato in primo piano, vicino all’angolo inferiore destro. Per semplicità, la sabbia eolica che ricopre la parete settentrionale del muro del cratere non è stata mostrata. Da Urbini et al. 2012.
Una faglia normale con direzione NE–SO, estesa per circa 100–150 m verso nordovest dal cratere, si deduce che separi un blocco rialzato verso nordovest e un blocco riabbassato verso sudest (Figg. 2.1, 2.2, Urbini et al. 2012). Da ciò risulta che, le rocce che si trovano a nordovest
10
della faglia sono dominate dalle rocce del basamento cristallino, mentre quelle a sudest della faglia, dove il cratere di Kamil è localizzato, consistono di arenarie stratificate con bedding sub-orizzontale appartenenti alla Formazione Gilf Kebir (Urbini et al. 2012).
Figura 2.3 Le arenarie target del cratere di Kamil appartenenti alla Formazione Gilf Kebir (Cretaceo). a) Una vista panoramica da est del cratere di 45 m di diametro. In primo piano si mostra il primo metro dell’indisturbata sequenza stratigrafica del target in prossimità del cratere: arenarie chiare (PS) con un bedding sub-orizzontale; ejecta (Ej) e sabbia eolica che giace su arenarie chiare. b) Dettaglio della sezione stratigrafica. c) Dettaglio della copertura locale della sabbia eolica. d) La sequenza stratigrafica del target osservata sul bordo settentrionale del cratere: (Ej) ejecta; (PS’) il livello più alto di arenarie chiare che mostra una fratturazione pervasiva dovuta weathering; (PS) la cima della sequenza consiste di un livello di arenaria chiara spesso di quarzarenite intercalata con livelli di wacke e siltiti; (RBS) arenarie marroni rossicce, costituite da una quarzarenite ferruginosa con grana da grossa a molto grossa, dominano la sequenza sottostante al fondo del cratere. Da Fazio et al. (2016).
11
2.2 – Projectile
Le meteoriti vengono tipicamente trovate nel suolo desertico, come nel caso di Kamil (Figg. 2.4A-B), o sul bedrock esposto (Folco et al. 2011). Esse hanno un aspetto fresco, eccetto alcuni ossi-idrossidi metallici che si trovano sulle superfici immerse nel suolo (Folco et al. 2011). Le superfici esposte dello shrapnel sono marrone scuro (Fig. 2.4A) e leggermente corrose a causa dell’azione della sabbia guidata dal vento (Folco et al. 2011). Lo shrapnel mostra forme che variano da appiattite, dai bordi taglienti e frastagliati a più arrotondate, lisce ed equidimensionali (Folco et al. 2011). Il campione individuale con i regmaglypt (Fig. 2.4B) conservano parti della crosta di fusione, che indicano in tempo di residenza terrestre breve (Folco et al. 2011).
Figura 2.4 Fotografie di campo e immagine BSE della meteorite metallica da Folco et al. (2011). A) Uno delle migliaia di frammenti (shrapnel) della meteorite metallica trovati sparsi nel cratere e nell’area circostante. B) Un campione di meteorite di 83 kg trovato 230 m a nord del cratere mostrante “regmaglypts”. C) Microscopiche “kamacite spindles” in una matrice plessitica osservate in un caratteristico shrapnel sezionato delle meteoriti metalliche ataxitiche.
La meteorite Gebel Kamil è una ataxite “ungrouped” (i.e. non rientra in nessun gruppo chimico conosciuto) ricca in Ni (~20 wt%) formata da una matrice metallica di Fe e Ni a grana molto fine plessitica (i.e. intercrescite microscopiche di taenite e kamacite, Fig. 2D, Folco et al. 2011; D’Orazio et al. 2011). Minerali accessori sono schreibersite, troilite, daubréelite e rame nativo, in ordine di abbondanza decrescente. La composizione del metallo, determinata tramite
12
uno spettrometro di massa a plasma accoppiato induttivamente ICP-MS, è Fe = 78,6 wt%, Co = 0,75 wt%, Ni = 19,8 wt%, and Cu = 464, Ga = 49, Ge = 121, As = 15,6, Mo = 9.1, Ru = 2,11, Rh = 0,75, Pd = 4,8, Sn = 2,49, Sb = 0,26, W = 0,66, Re = 0,04, Ir = 0,39, Pt = 3,5, Au = 1,57 (tutti in µg g-1).
2.3 – Ejecta
Gli ejecta, disposti in modo radiale al cratere (Figg. 2.1, 2.3), consistono principalmente di blocchi di arenaria, più shrapnel del meteorite, lapilli e bombe fuse da impatto. Essi sono preferenzialmente concentrati in un settore che si distribuisce in senso orario da nord a sudovest, indicando che il proiettile arrivava da NO (D’Orazio et al. 2011; Urbini et al. 2012). I detriti emessi dal cratere di impatto variano da grandi massi da 4 t a polvere (Folco et al. 2011). Una coltre di ejecta si estende radialmente per circa 50 m dal bordo del cratere nelle direzioni nord, est e sud (Folco et al. 2011). I tre raggi più lunghi di ejecta sono dritti e si estendono per 350 m dal bordo del cratere con direzione nord, sudest e sudovest (Folco et al. 2011). Sul lato occidentale del cratere si trova una zona triangolare quasi senza ejecta (“forbidden zone”). La distribuzione asimmetrica degli ejecta indica che il cratere di Kamil è formato da un impatto moderatamente obliquo (i.e., 30°–45°, Melosh 1989). Questo è coerente con l’asimmetria dell’inclinazione del “true crater floor” (Fig. 2.5B, Folco et al. 2011).
Figura 2.5 Dati geofisici selezionati dal cratere di Kamil da Folco et al. (2011). A) Digital elevation model (DEM) con mappa delle anomalie magnetiche sovraimposta rilevata dopo una ricerca e una raccolta sistematica delle meteoriti >10g. B)Sezione rappresentativa del cratere (vedi A per il profilo della sezione) basata sulla DEM e sulla ground-penetrating radar survey del “crater floor”, riportante alcune dei principali caratteri morfometrici descritti (Tabella 1.1).
13
All’interno di 50 m dal bordo del cratere si trovano molto comunemente clasti di arenaria non sottoposta a shock e lapilli e bombe fuse da impatto; allontanandosi ulteriormente predominano i clasti di arenaria sottoposta a shock diventano (Fazio et al. 2016). I blocchi di arenaria mostrano diverse caratteristiche metamorfiche che includono fratturazione, deformazione planare (PDF) nel quarzo, polimorfi della SiO2 di alta P high-pressure SiO2, “melt
veins” e fusi in eventuali shatter cones (Fazio et al., 2014). I lapilli e le bombe vetrose da impatto comprendono due tipi di vetri: vetro bianco (Figg. 2.6a-b, Fazio et al. 2016) e vetro scuro (Figg. 2.6c-d, Fazio et al. 2016). Il vetro scuro ha un colore grigio-verde, è magnetico, e contiene diversi frammenti del target, mentre il vetro bianco ha una colorazione da bianco latte a grigia, non è magnetico, non magnetico, e quasi senza clasti (Folco et al. 2010; Fazio et al. 2014).
Figura 2.6 Vetri da impatto da Fazio et al. (2016). a) Superficie sezionata di una bomba fusa da impatto di vetro vescicolare bianco (sample L04). b) Superficie sezionata di una bomba fusa da impatto di vetro bianco “rivestita” da vetro scuro (sample L03). c) Superficie sezionata di una bomba fusa da impatto di vetro scuro (sample L06). Il vetro scuro contiene abbondanti frammenti di arenaria sottoposta a shock, “pockets” di lechatelierite, e rari frammenti di meteorite. d) Vetro scuro (indicato dalle frecce bianche) “incollato” un frammento shrapnel del meteorite. La lunghezza laterale della scala del cubo è un 1 cm. Abbreviazioni: MF = meteorite fragment; SC = shocked sandstoneclasts; L = lechatelierite.
14
3 - CAMPIONI E METODI
Per studiare le sferule di ossidi di Fe-Ni sono stati analizzati 12 estratti magnetici di campioni di suolo dei 44 campioni raccolti attorno al cratere di Kamil (Fig. 3.1), in Egitto, nella campagna di spedizione Italo-Egiziana del 2010 (D’Orazio et al. 2011; Folco et al. 2011; Folco et al. 2015), la quale era finalizzata allo geologico e geofisico del cratere. In generale i totali 44 campioni erano stati raccolti a una distanza incrementale dal bordo del cratere lungo le otto traverse radiali che si estendono fino a 1.6 km dal bordo del cratere stesso (Folco et al. 2015). Ciascun campione di suolo è costituito da un volume di 30 x 30 x ~5 cm, poiché si assume che esso contenga tutti i detriti a impatto microscopici depositati sull’area considerata (Folco et al. 2015).
Figura 3.1 Il cratere di Kamil, Egitto sudoccidentale, e mappa di localizzazione dei campioni di suolo raccolti. Da Folco et al. (2015).
15
I campioni sono stati raccolti usando pale, pennelli e nastri di misurazione (Fig. 3.2A, Folco et al. 2015). I campioni sono stati setacciati nel campo per ottenere una frazione di dimensioni minori ai 5 mm. Sfruttando il contrasto delle proprietà magnetiche del proiettile e delle rocce target, le particelle magnetiche sono state successivamente estratte usando un estrattore di campo (Fig. 3.2B, Folco et al. 2015) e pesate. Per completare la separazione magnetica Folco et al. (2015) hanno usato il separatore magnetico in linea Estrattore S-E con un alloggiamento in acciaio inossidabile e tre barre magnetiche al Nd disposte in una matrice triangolare che produce una forza magnetica di 0,6 T (S+S Separation and Sorting Technology GmbH, Schöonberg, in Germania). Un’efficienza di separazione >80% è stata ricavata attraverso un numero di test di campo casuali in varie posizioni.
Figura 3.2 Foto di campo relative alla raccolta dei campioni di suolo attorno al cratere di Kamil. A) Una superficie di suolo, avente volume 30 x 30 x ~5 cm (freccia bianca), è stata raccolta in ciascun sito e setacciata (<5 mm). In alto a destra si mostra un dettaglio della superficie di campionamento. B) I campioni setacciati sono stati sottoposti al passaggio nel potente separatore di campo magnetico (freccia bianca) per ottenere l’estratto studiato. Da Folco et al. (2015).
I 12 campioni si suddividono in: 4 campioni (S23, S24, S25, S26) appartenenti al raggio di ejecta di direzione SE rispetto al cratere (ellisse rosso in Fig. 3.1), e 8 campioni (S11, S14, S15, S16, S41, S42, S43, S44) provenienti da zone più a N, a W e NW del cratere (ellissi gialli in Fig. 3.1). Informazioni dettagliate sui siti di raccolta dei campioni di suolo si trovano in Tabella 3.1.
16
Il primo gruppo di campioni di suolo si può considerare più rappresentativo dell’impattore poiché la meteorite provenendo da NO ha diffuso tutti i suoi detriti nella direzione opposta. Le sferule trovate in abbondanza in questi primi 4 campioni, un totale di 294, sono state oggetto di uno studio molto più approfondito rispetto le pochissime particelle sferiche (n° = 12) prelevate dagli altri 8 campioni di suolo, osservate solo con l’uso dello stereomicroscopio. La netta differenza nel numero che vediamo tra i campioni downrange e uprange conferma l’ipotesi che nelle aree localizzate in direzione opposta a quella di provenienza dell’impattore non sarebbero state trovate (o comunque non in numero sufficientemente alto) sferule da impatto proprio come conseguenza del tipo di processo che le genera. La ricerca è stata effettuata uprange e downrange, cioè lungo la direzione del proiettile per cercare di distinguere le sferule di ablazione da quelle da impatto.
Una selezione di queste particelle è stata studiata tramite microscopio elettronico a scansione con sorgente ad emissione di campo (Field Emission-Scanning Electron Microscope, FE-SEM), spettroscopia microRaman e microsonda elettronica (Elettron Micro Probe Analizer, EPMA) (Fig. 3.3).
Tabella 3.1 Localizzazione e massa dei campioni di suolo analizzati in questo lavoro (informazioni ricavate dalla Tabella 1, Folco et al. 2015). I campioni sono ordinati secondo l’ordine dei punti cardinali partendo da N, e ulteriormente in base all’incremento della distanza dal bordo del cratere.
Campione di
suolo Direzione
Distanza dal bordo del cratere (m) Latitudine S Longitudine E Altitudine (m s.l.m.) Massa dell’estratto magnetico (g) S14 N 200 26°05’23” 22°01’06” 602 7,8 S15 N 400 26°05’29” 22°01’07” 609 8,8 S16 N 800 26°05’42” 22°01’06” 615 13,3 S23 SE 15 26°05’15” 22°01’04” 597 12,1 S24 SE 100 26°05’15” 22°01’02” 595 21,7 S25 SE 200 26°05’15” 22°00’58” 600 18,2 S26 SE 400 26°05’14” 22°00’58” 596 17,1 S11 W 800 26°05’33” 22°01’25” 603 8,6 S41 NO 100 26°05’12” 22°01’09” 596 3,0 S43 NO 400 26°05’06” 22°01’11” 600 5,0 S44 NO 800 26°04’53” 22°01’27” 596 7,6
17
Figura 3.3 Diagramma di flusso illustrante le fasi e i metodi principali di questo lavoro. Le linee tratteggiate racchiudono gli stadi dello studio delle 36 particelle selezionate. A tutte le operazioni di sezionamento e lucidatura seguono la pulitura e l’asciugatura tramite il bagno a ultrasuoni e l’essiccatore a vuoto. Immagine in alto a sinistra ricavata da Folco et al. (2015), Fe-Ni sph = sferule di Fe e Ni, DG sph = sferule di vetro scuro.
composizione minerali e fase vetrosa
EPMA
(Grenoble) identificazioni di fase
MICRORAMAN
(Pisa)
morfologia, composizione di bulk e mineralogica
FE SEM/EDS
(Pisa)
scelta dei campioni in base alla tessitura
SEM/EDS TM3030PLus
(Pisa)
colore, lucentezza, dimensioni
STEREOMICROSCOPIO
(Pisa)
morfologia, composizione di bulk e mineralogica
FE SEM/EDS (Pisa) identificazioni di fase MICRORAMAN (Pisa) metallizzazione al carbonio lucidatura inglobamento resina EpoFix sezionamento e lucidatura metallizzazione al carbonio lucidatura (n = 294)
studio superficie esterna (n = 36)
18
Ogni campione di suolo è stato suddiviso in 3 frazioni granulometriche tramite dei piccoli setacci da 300 e 100 micron ottenendo cosi tre range dimensionali per le nostre sferule: > ai 300 micron, compreso tra i 300 e i 100 micron e < ai 100 micron. La frazione più piccola veniva raccolta da un piccolo contenitore che si incolonnava alla base con gli altri due setacci.
La separazione delle sferule è stata effettuata con l’uso dello stereomicroscopio sui campioni di suolo, mentre il loro prelevamento è avvenuto per mezzo di un aghetto magnetico, che ha permesso di raccoglierle in modo più semplice, essendo esse attratte magneticamente a esso. Successivamente le particelle venivano posizionate e fatte aderire a un vetrino porta-campioni con il nastro biadesivo. Sono stati creati 4 vetrini porta-campione (Fig. 3.3), uno per ciascun campione di suolo e al loro interno è stata mantenuta la suddivisione granulometrica precedente. Sono state raccolte in totale 294 sferule, che sono state sottoposte a una prima caratterizzazione tramite lo stereomicroscopio per quanto riguarda colore, forma, dimensioni e lucentezza della superficie. Quest’ultima ha permesso di effettuare una prima distinzione tra le sferule: quelle con lucentezza vetrosa e quelle con lucentezza metallica.
Successivamente le particelle sono state etichettate con una sigla che indicava il campione di suolo da cui provenivano (es: S24), l’iniziale del mio nome (L) e un numero progressivo. Inoltre le sferule sono state fotografate per costruire delle mappe utili per la loro chiara identificazione e localizzazione tramite un microscopio ZEISS, Stemi 2000 equipaggiato con una Camera Axiocam della Zeiss, all’Università di Pisa, in Italia.
Tramite il microscopio elettronico a scansione (Scanning Electron Microscope, SEM) Hitachi TM3030Plus, con sistema di microanalisi EDS (Energy Dispersive X-ray Spectrometry, EDS) Oxford AztecOne del Dipartimento di Scienze della Terra dell’Università di Pisa, sono state svolte due giornate di analisi al fine di avere un primo e generale approccio sulla morfologia e sulla struttura della superficie di tali sferule. Si è potuto in questo modo, caratterizzare ulteriormente le particelle in termini qualitativi e, anche se in modo ancora generico, approfondire la distinzione precedentemente detta tra i due tipi di lucentezza osservati. Di fatto le sferule che presentavano una lucentezza vetrosa erano sferule vetrose mentre quelle che si mostravano opache erano sferule di ossidi di Fe-Ni o sferule cosmiche. Inoltre queste due giornate di analisi al SEM servivano al fine di selezionare 36 sferule, poste di seguito in un vetrino porta-campioni nuovo per essere analizzate con maggiore dettaglio. Si riporta in Tabella 3.2 il numero di sferule suddivise per tipo e per appartenenza all’estratto magnetico del campione di suolo.
19
Dopo la metallizzazione al carbonio, la superficie delle sferule è stata analizzata con l’uso del microscopio elettronico a scansione con sorgente ad emissione di campo (Field Emission-Scanning Electron Microscope, FE-SEM, FEI Quanta 450 ESEM FEG). Esso oltre alla caratterizzazione morfologica e tessiturale svolta con l’ausilio delle immagini BSE, ha permesso di entrare più nel dettaglio per mezzo di analisi composizionali ottenute dal sistema microanalitico a dispersione di energia (Energy Dispersive X-ray Spectrometry, EDS) sulla superficie delle sferule e su ogni oggetto/particella attaccate a essa. Lo studio condotto con il FE-SEM/EDS è stato effettuato con un FEI Quanta 450 ESEM FEG, equipaggiato di un sistema microanalitico a dispersione di energia (EDS) Bruker, QUANTAX XFlash Detector 6|10 (Fig. 3.4).
Tabella 3.2 Numero di particelle studiate in questo lavoro divise per tipo e appartenenza all’estratto magnetico del campione di suolo.
Campione di suolo Sferule di ossidi di Fe e Ni Sferule cosmiche Sferule vetrose Totale
S23 1 0 4 5
S24 8 4 7 19
S25 4 5 1 10
S26 0 2 0 2
Totale 13 11 12 36
Figura 3.4 Microscopio elettronico a scansione con sorgente ad emissione di campo, FE-SEM FEI Quanta
20
L’identificazione delle fasi costituenti le particelle è stata supportata da analisi di spettroscopia Raman, effettuata sia sulla superficie esterna che poi successivamente su quella interna. Le analisi micro-Raman sono state ottenute per mezzo di un apparato Jobin-Yvon Horiba Explora, equipaggiato di uno stage x-y motorizzato e accoppiato con un microscopio Olympus BX41 dotato di un obiettivo integrato 10x (Fig. 3.5). Tale strumento è presente all’Università di Pisa, in Italia. I campioni sono stati analizzati tramite un laser allo stato solido con una lunghezza d’onda di 532 nm, attenuato al 10 – 25% usando un obiettivo di 100x. La risoluzione minima laterale e di profondità è stata settata a pochi micrometri. Il sistema è stato calibrato usando il segnale Raman a 520.6 cm-1 della silice prima di ciascuna sessione sperimentale. Gli spettri sono stati raccolti con un singolo conteggio del tempo fino a 120 secondi. La radiazione backscattered è stata analizzata con un monocromatore a reticolo a 1200 mm-1. Gli spettri dei campioni raccolti sono stati comparati principalmente con gli spettri dei materiali standard presenti nel database Raman del progetto RRUFF (Lafuente et al. 2015).
Figura 3.5 Spettrometro micro-Raman, Jobin-Yvon Horiba XploRa Plus, Università di Pisa, Italia.
Il passo successivo è stato ottenere le sezioni lucide delle 36 sferule. Il metodo usato prevedeva il loro inglobamento in un composto costituito da resina EpoFix e indurente. Sono stati
21
creati 4 inglobati (Fig. 3.3), ognuno con un diverso range di dimensione delle sferule in modo tale da facilitare le operazioni di smerigliatura raggiungendo contemporaneamente lo stesso livello per tutte. Le sferule cosi sezionate e lucidate sono state sottoposte alle analisi FE-SEM/EDS e alla spettroscopia µ-Raman, utili per caratterizzarle tessituralmente e composizionalmente. Tra queste particelle solo 22 sono state sottoposte anche alle analisi derivate dalla microsonda elettronica (Elettron Micro Probe Analizer, EMPA). Il numero è stato ridotto poiché sono state escluse le sferule cosmiche una volta riconosciute con le immagini BSE e le analisi EDS.
Le analisi EPMA, che hanno permesso di ottenere la composizione chimica delle varie fasi, sono state effettuate con un microscopio elettronico Jeol JXA 8230 dotato di 5 spettrometri a lunghezza d’onda dispersiva (Fig. 3.6) all’Istituto d Scienze della Terra (Institute des Sciences de la Terre, ISTerre) di Grenoble, in Francia, con l’assistenza della Prof.ssa Carol Cordier.
Figura 3.6 Microscopio elettronico, Jeol JXA 8230, all’Istituto di Scienze della Terra di Grenoble, Francia.
Le condizioni di funzionamento avevano un’accelerazione di voltaggio di 15 kV, un fascio di corrente di 12 nA, e un punto del fascio nominale di circa 5 micrometri per i vetri e di 1 micrometro per i minerali. Gli standard usati per la calibrazione strumentale erano andesite (CFA47) e anfibolite (Vg2) per i vetri e ortoclasio, Cr_Augite e cromite per i minerali. I limiti di
22
rivelabilità per le analisi determinate nei vetri sono 0.05 wt% per NiO e Na2O, 0,04 wt% per CoO,
P2O5 e MnO, 0,03 wt% per Al2O3, SiO2, FeO, TiO2 e Cr2O3, 0.02 wt% per CaO, K2O e MgO.
I limiti di rivelabilità per le analisi ottenute dai minerali sono 0,04 wt% per NiO, 0.03 wt% per CoO, Al2O3, SiO2, P2O5, Na2O e MnO, 0,02 wt% per FeO, K2O, MgO, TiO2 e Cr2O3, 0,01 wt% per
S.
Si elencano in Tabella 3.3 delle informazioni di dettaglio per quanto riguarda morfologia e struttura delle particelle studiate. Tali caratteristiche verranno successivamente approfondite nel capitolo “Risultati”.
Tabella 3.3 Informazioni di dettaglio sulle caratteristiche morfologiche delle sferule studiate in questo lavoro di tesi.
Campione Classificazione Colore Forma Diametro Lucentezza Superficie Tessitura
S23L5 Sferula vetrosa Grigio scuro Sferoidale 225 μm Metallica Ruvida Dendritica
S23L7 Sferula vetrosa Nero Sferica 180 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S23L9 Sferula vetrosa Nero Ovoidale 130 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S23L22 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 140 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L16 Sferula vetrosa Nero Sferoidale 150 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S24L31 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 120 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L36 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 150 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L39 Sferula vetrosa Nero Sferoidale 110 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S24L40 Sferula cosmica di tipo I Grigio scuro Sferica 200 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L82 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 195 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L83 Sferula vetrosa Nero Ovoidale 190 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S24L93 Sferula vetrosa Nero Sferica 220 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S24L107 Sferula vetrosa Nero Ovoidale 115 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S24L122 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 120 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L147 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 150 μm Metallica Ruvida Rilievi
S24L149 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferoidale 150 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L153 Sferula cosmica di tipo I Grigio scuro Sferica 275 μm Metallica Ruvida Dendritica
S24L163 Sferula cosmica di tipo S Grigio scuro Ovoidale 145 μm Metallica Liscia Vetrosa
S24L165 Sferula di ossidi di Fe e Ni Nero Sferoidale 130 μm Metallica Ruvido Vetrosa
S24L177 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Ovoidale 150 μm Metallica Ruvido Dendritica
S24L181 Sferula vetrosa Nero Sferoidale 105 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S24L198 Sferula vetrosa Nero Ovoidale 145 μm Vetrosa Liscia Vetrosa
S24L216 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Amorfa 425 μm Metallica Ruvida Dendritica
S25L1 Sferula cosmica di tipo S Nero Amorfa 135 μm Metallica Ruvida Vetrosa
S25L3 Sferula vetrosa Nero Sferoide 145 μm Metallica Ruvida Vetrosa
S25L10 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 130μm Metallica Ruvida Dendritica
S25L11 Sferula cosmica di tipo I Grigio scuro Sferica 135μm Metallica Ruvida Dendritica
S25L12 Sferula cosmica di tipo I Grigio scuro Sferica 110 μm Metallica Ruvida Dendritica
S25L16 Sferula cosmica di tipo G Nero Sferica 120 μm Metallica Ruvida Dendritica
S25L17 Sferula cosmica di tipo G Grigio scuro Sferoidale 150 μm Metallica Ruvida Dendritica
S25L22 Sferula di ossidi di Fe e Ni Nero Sferica 175 μm Vetrosa Liscia Dendritica
S25L30 Sferula cosmica di tipo I Grigio scuro Sferica 160 μm Metallica Ruvida Dendritica
S25L31 Sferula di ossidi di Fe e Ni Grigio scuro Sferica 275 μm Metallica Ruvida Dendritica
S26L2 Sferula cosmica di tipo G Nero Sferoidale 160 μm Metallica Ruvida Dendritica
23
4 – RISULTATI
4.1 Petrografia
4.1.1 Classificazione
La caratterizzazione delle 36 particelle, selezionate per questo lavoro, tramite lo stereomicroscopio e il FE-SEM, ha permesso di suddividerle in termini di caratteristiche chimiche (Tabelle 4.1, 4.2, 4.3) e tessiturali (Tabella 3.2) in:
sferule di ossidi di Fe e Ni; sferule cosmiche;
sferule da impatto vetrose.
In particolare la discriminazione tra le sferule di ossidi di Fe e Ni e le sferule cosmiche è basata sulla percentuale in peso di NiO, sul rapporto Ni/Co (nel caso delle sferule cosmiche di tipo I) e sull’eventuale presenza di minerali silicatici (nel caso delle sferule cosmiche silicatiche). Le sferule di ossidi di Fe e Ni sono caratterizzate da alte concentrazioni di NiO (~6 - ~40 wt%), invece le sferule cosmiche hanno valori bassissimi di NiO (poco sopra lo 0 wt%, eccetto casi rari con valori di NiO fino al ~7,5 wt%, Folco e Cordier 2015). Invece, la distinzione tra le sferule di ossidi di Fe e Ni e le sferule vetrose avviene in modo più immediato tramite la tessitura, dendritica nel primo caso e vetrosa nel secondo e poi anche tramite la composizione. Le differenze tra i tre tipi di sferule verranno approfondite nel paragrafo 4.2 “Geochimica delle sferule di ossidi di Fe e Ni” e nel paragrafo 5.2 “Evidenze di impact melting”.
In generale tutte le 294 sferule hanno una forma sferoidale, alcune raggiungono una sfericità perfetta, altre invece sono più ovoidali. Il diametro delle particelle principalmente rientra nel range tra 100 e 300 micron, poche sono le sferule trovate al di sotto di 100 micron e solo una appartiene al range superiore ai 300 micron.
4.1.2 Sferule di ossidi di Fe e Ni
In generale le sferule di ossidi di Fe e Ni, analizzate in questo lavoro di tesi, presentano tutte una lucentezza metallica e una colorazione da nero poco intenso a grigio scuro allo stereomicroscopio, una tessitura di raffreddamento rapido dendritica osservabile alle immagini backscattered (Backscattered Electron, BSE, Fig. 4.1) ottenute con l’uso del FE-SEM. I minerali dendritici hanno differenti forme e dimensioni e in queste sferule se ne possono definire 3 tipi: poligonali (Fig. 4.1a), dendriti spessi (Fig. 4.1b) e dendriti sottili (Fig. 4.1c). Il primo tipo sono dei
24
dendriti che formano dei piccoli poligoni (da ~1 μm a ~8 μm) con il bordo in rilievo rispetto al nucleo. Il secondo tipo è caratterizzato da cristalli che si diramano da un punto e si sviluppano come delle ramificazioni dendritiche sottili (~1.5 μm) su tutta la superficie della sfera, generando a volte dei poligoni. L’ultimo tipo è costituito da dendriti più spessi (da ~3 μm a ~6 μm) che occupano tutta la superficie della sferula.
In particolare la sferula S24L122 (Fig. 4.1d) evidenzia la presenza di un piccolo bead, con tale termine si indica la protuberanza che vediamo emergere lateralmente a sinistra sulla sua superficie. Nella particella S23L22 (Fig. 4.1a) inoltre, come in qualche altra sferula di ossidi di Fe e Ni, sono presenti delle chiazze di colore grigio scuro al BSE attaccate alla superficie.
Figura 4.1 Immagini BSE della superficie esterna delle sferule di ossidi di Fe e Ni. a) Particella sferica, denominata S23L22, avente tessitura dendritica. I dendriti formano dei piccoli poligoni con i bordi in rilievo. Essa è interamente costituita da ossidi, come tutte le sferule, di Fe e Ni (minerali grigi), alcune porzioni sono ricoperte da materiale esterno, definito come vetro silicatico (porzioni grigio scuro). b) Particella sferoidale, campione S24L31, caratterizzata da dendriti spessi. c) Sferula, siglata S24L36, con tessitura dendritica. I dendriti espandendosi su tutta la superficie formano dei contorni poligonali. d) Particella sferica, S24L122, con tessitura dendritica e piccolo bead di ossidi di Fe e Ni sulla superficie.
(a) (b)
25
Le composizioni di bulk ottenute per le sferule di ossidi di Fe e Ni (Tabella 4.1) dalle analisi FE-SEM/EDS mostrano una dominazione di FeO (da ~65 a ~82 wt%), del NiO (da ~15 a ~30 wt%) e una concentrazione più bassa per Al2O3 e SiO2 (da ~1 a ~6 wt%). Le analisi puntuali effettuate sui
minerali dendritici hanno evidenziato le stesse concentrazioni degli elementi osservati per le composizioni di bulk delle particelle. L’analisi puntuale sugli oggetti scuri (Tabella 4.1), attaccati sulla superficie di qualche sferula, ha dato una composizione formata da SiO2 (~41 wt%), Al2O3
(~40 wt%), FeO (~14 wt%), TiO2 e Co (~1 wt%). Infine dall’analisi FE-SEM/EDS effettuata sul bead
della sferula denominata S24L122 sono stati ottenuti valori alti di FeO (~76,50 wt%) e NiO (~21 wt%). I minerali poligonali o dendritici sono ossidi di Fe e Ni e la variazione composizionale tra il nucleo più scuro e i bordi più chiari è davvero minima, dovuta solamente a una variazione di profondità. Gli oggetti scuri rappresentano vetro silicatico.
In sezione le sferule rispecchiano esattamente ciò che è stato osservato in superficie per quanto riguarda la tessitura caratteristica derivata dai minerali dendritici che la formano (Fig. 4.2). Diversamente a ciò che avveniva esternamente, osservando la superficie interna, a volte, si riescono a differenziare dal colore due fasi mineralogiche: una grigia e l’altra grigio chiara al BSE, intercresciute tra loro, tra cui si osservano anche intercrescite più fini della seconda fase all’interno della prima e viceversa (Fig. 4.3). In alcune particelle i minerali grigio chiaro mostrano una lieve zonatura composizionale dal nucleo ai bordi (Fig. 4.4), mentre i minerali grigi formano talvolta punti tripli con angoli di 180° (Fig. 4.4). Inoltre si evidenzia un’ulteriore fase, interstiziale ai dendriti, di colore grigio scuro al BSE (Fig. 4.5). Essa può mostrare al suo interno qualche pallina bianca brillante molto piccola (~0,2 μm, Fig. 4.5).
La suddivisione che può esser fatta, osservando le sferule in sezione, riguarda la granulometria. La S23L22 rappresenta le sferule di ossidi di Fe e Ni aventi una grana relativamente grossa (~9 μm, Fig. 4.2a-b), la S25L10 è caratterizzata, come altre sferule, da una grana dei minerali più fine della precedente (~4 μm, Fig. 4.2c-d). Caso a parte la sferula S25L31 che, rispetto alle altre sferule descritte fino a ora, mostra una tessitura equigranulare e una distribuzione delle due fasi mineralogiche diversa. Infatti, i minerali grigio chiaro (da ~2 a ~5 μm, Fig. 4.2e-f) al BSE appaiono maggiormente concentrati al nucleo anziché al bordo della particella, viceversa per i minerali grigi al BSE dalla granulometria maggiore (da ~8 a ~25 μm, Fig. 4.2e-f). La fase interstiziale ai due minerali diventa anch’essa più predominante andando verso i bordi (Fig. 4.2e-f).
26 Figura 4.2 Immagini BSE integrali (a sinistra) e di dettaglio (a destra) delle sferule di ossidi di Fe e Ni sezionate. a-b) Particella, S23L22, con tessitura dendritica equigranulare a grana grossa. c-d) Campione, S25L10, caratterizzato da una tessitura dendritica equigranulare a grana più fine della precedente. I dendriti sono intercresciuti tra loro. e-f) Particella, S25L31, con tessitura dendritica eterogranulare. I minerali grigio chiaro sono più concentrati al nucleo anziché al bordo della sfera, viceversa per i minerali grigi dalla granulometria maggiore. I dendriti sono ossidi di Fe e Ni (minerali grigio e grigio chiaro), la fase interstiziale ad essi (grigio scuro) è vetro silicatico. Abbreviazioni: ox (oxide) = ossido, gl (glass) = vetro.
Una caratteristica strutturale importante che emerge, infine, dal taglio delle sferule di ossidi d Fe e Ni, è che la maggior parte di queste all’interno sono cave (Fig. 4.6), ciò è indicativo del
(a) (b) (e) (c) (d) (b) (d) (f) Fe-Ni ox gl Fe-Ni ox gl Fe-Ni ox gl (f)
27
fatto che la loro cristallizzazione avvenga dall’esterno. Tali cavità possono anche essere multiple collegate tra loro. Le cavità meno irregolari, quasi circolari, presenti in alcune sferule di e ossidi di Fe e Ni, fanno pensare che siano delle vere e proprie vescicole, dovute probabilmente all’essoluzione dei volatili, come lo S presente nei minerali (Es: Schreibersite) della meteorite da cui si originano tali sferule studiate.
Figura 4.3 Immagine BSE di dettaglio della particella S25L31. Al suo interno si differenziano per colore, come in altre sferule di ossidi di Fe e Ni, due fasi mineralogiche, una grigia e l’altra grigio chiara, intercresciute tra loro. In tale foto di dettaglio si possono osservare, come in altre particelle, anche intercrescite più fini della seconda fase all’interno della prima e viceversa.
OSSIDO DI Fe E Ni GRIGIO CHIARO INTERCRESCITE FINI OSSIDI OSSIDO DI Fe E Ni GRIGIO
28 Tabella 4.1 Analisi bulk EDS (normalizzate a 100 wt%) effettuate sulla superficie di alcune delle sferule studiate in questo lavoro.
bdl = below detection limit.
Campione Classificazione Na2O MgO Al2O3 Si2O P2O5 SO3 K2O CaO TiO2 Cr2O3 MnO FeO CoO NiO Totale
S23L22 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,93 0,34 6,19 5,88 0,08 bdl 0,05 bdl 0,21 0,06 0,08 69,6 0,67 15,9 100 S24L31 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,23 0,17 0,58 1,23 bdl bdl bdl bdl 0,09 0,18 bdl 82,0 0,80 14,7 100 S24L36 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,55 0,35 1,00 1,23 0,09 bdl 0,08 bdl bdl 0,08 bdl 65,4 1,25 29,9 100 S24L82 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,70 0,19 2,09 19,6 0,20 0,06 0,07 0,21 0,09 0,14 bdl 61,5 0,49 14,7 100 S24L122 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,65 0,17 0,42 1,07 0,06 0,19 bdl bdl bdl 0,07 bdl 68,3 1,22 27,8 100 S24L149 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,48 0,31 4,26 4,95 bdl bdl bdl 0,13 0,24 0,15 0,14 70,7 0,99 17,6 100 S25L22 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,75 bdl 0,33 0,66 0,17 bdl bdl bdl bdl bdl bdl 78,1 0,71 19,2 100
S24L163 Sferula cosmica di tipo G 0,52 24,1 5,63 42,5 0,26 0,13 0,08 3,45 0,24 0,58 0,38 21,3 0,21 0,65 100
S25L12 Sferula cosmica di tipo I 0,99 0,34 2,18 3,79 bdl bdl bdl bdl bdl 0,13 0,07 84,3 0,57 7,55 100
S25L17 Sferula cosmica di tipo G 0,54 9,72 9,29 34,0 0,09 bdl 0,71 4,42 0,49 0,11 0,11 39,8 0,19 0,57 100
S26L2 Sferula cosmica di tipo G 0,31 11,1 6,34 32,9 0,31 bdl bdl 2,37 0,44 1,32 0,29 43,7 0,27 0,70 100
S23L5 Sferula vetrosa bdl bdl 2,45 10,8 0,07 bdl 0,16 0,37 0,26 0,13 bdl 81,7 1,50 2,58 100 S23L7 Sferula vetrosa bdl 0,31 13,2 39,8 0,29 0,13 0,21 0,55 0,71 bdl 0,86 38,3 0,44 5,21 100 S23L9 Sferula vetrosa 0,23 0,29 18,0 43,4 0,42 bdl 0,42 0,50 1,02 bdl 0,84 32,5 0,25 2,12 100 S24L39 Sferula vetrosa 0,23 0,60 22,8 47,1 0,76 bdl 0,46 0,35 1,09 0,11 1,04 24,8 0,12 0,52 100 S24L93 Sferula vetrosa bdl 0,62 12,6 46,1 0,22 0,14 0,30 1,26 0,74 bdl 0,65 32,5 0,22 4,71 100 S24L107 Sferula vetrosa bdl 0,35 16,4 43,5 0,36 0,15 0,24 0,64 0,70 0,08 1,05 33,7 0,21 2,64 100 S24L181 Sferula vetrosa bdl 0,61 15,2 45,0 0,10 0,07 0,33 0,33 1,02 0,13 0,93 33,7 0,17 2,38 100 S24L198 Sferula vetrosa 0,39 0,18 8,14 36,0 0,16 0,31 0,16 2,51 0,53 0,11 0,65 43,6 0,25 7,08 100 S25L3 Sferula vetrosa 0,29 0,46 14,9 62,5 0,52 0,08 0,26 0,66 1,03 0,06 0,65 17,3 0,16 1,10 100
29
La composizioni di bulk ottenute per l’interno delle sferule di ossidi di Fe e Ni (Tabella 4.2) dalle analisi FE-SEM/EDS sono dominate da FeO (da ~68 a ~90 wt%), NiO (da ~7,50 a ~28 wt%, SiO2
(da ~7 a ~11 wt%) e Al2O3 (~1 wt%). La fase interstiziale presenta concentrazioni di SiO2
abbastanza rilevanti (~20 wt%) cosi da poterla considerare vetro interstiziale silicatico per la presenza anche di FeO (~66 wt%). In particolare nella particella S24L36 analizzata si è riscontrata dalla sua composizione di bulk (Tabella 4.2) una concentrazione, più rilevante rispetto alle altre sferule, di P2O5 del ~6 wt%. Ulteriormente differente, alle altre sferule, anche l’analisi (Tabella 4.3
EDS) di tale sferula ottenute per la fase interstiziale da cui si è osservato un valore molto importante di P2O5 (~33,50 wt%), con FeO abbastanza alto (~60 wt%) e NiO basso (~5,50 wt%). I
pallini bianchi brillanti piccolissimi immersi nella fase interstiziale hanno evidenziato concentrazioni costituite da FeO (~55 wt%), NiO (~33 wt%), e SiO2 (~9,50 wt%).
Figura 4.4 Immagine BSE di dettaglio della particella S24L122. Si mostra l’esistenza di una lieve zonatura composizionale dal nucleo ai bordi, per la fase grigio chiaro, e di punti tripli con angoli di 180° formati dai minerali grigi. PUNTO TRIPLO TRA MAGNETITI ALTE IN NI ZONATURA COMPOSIZIONALE LIEVE TRA TREVORITI
30 Tabella 4.2 Analisi bulk EDS (normalizzate a 100 wt%) ottenute analizzando la sezione delle sferule studiate in questo lavoro.
Campione Classificazione Na2O MgO Al2O3 Si2O P2O5 SO3 K2O CaO TiO2 Cr2O3 MnO FeO CoO NiO Totale
S23L22 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl Bdl 1,30 7,07 bdl 0,10 bdl 0,08 bdl bdl 0,10 74,4 0,63 16,4 100 S24L31 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl 0,20 0,27 1,89 0,20 0,10 bdl bdl bdl 0,10 bdl 79,5 0,80 16,7 100 S24L36 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl 0,19 0,20 bdl 6,07 bdl bdl bdl bdl 0,14 0,13 81,8 bdl 11,4 100 S24L82 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl Bdl 0,79 19,6 0,46 bdl bdl bdl 0,18 0,07 0,10 72,3 0,08 6,37 100 S24L122 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl Bdl 0,10 1,40 0,50 0,10 0,10 0,10 0,20 bdl bdl 65,4 1,31 30,8 100 S24L147 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl 0,14 0,45 2,56 0,40 bdl bdl bdl bdl 0,16 bdl 88,2 bdl 8,08 100 S24L149 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl 0,52 0,89 14,9 0,65 bdl 0,10 0,28 0,11 0,12 0,06 75,6 0,22 6,55 100 S24L177 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl 0,66 0,18 3,35 0,36 bdl 0,27 0,18 bdl 0,19 bdl 82,7 bdl 12,1 100 S24L216 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl 0,68 1,86 14,6 0,75 bdl bdl bdl 0,27 0,11 bdl 74,6 0,18 6,92 100 S25L10 Sferula di ossidi di Fe e Ni 0,10 Bdl 0,07 0,10 bdl bdl bdl 0,10 bdl bdl 0,20 58,1 1,36 39,9 100 S25L22 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl 0,24 0,43 0,30 0,40 bdl 0,08 bdl bdl bdl bdl 91,0 bdl 7,49 100 S25L31 Sferula di ossidi di Fe e Ni bdl Bdl bdl 2,68 0,38 0,32 bdl 0,31 0,09 bdl 0,15 88,2 bdl 7,88 100
S24L40 Sferula cosmica di tipo I bdl 0,05 0,37 2,59 0,31 0,05 bdl 0,05 0,12 bdl bdl 95,7 0,12 0,62 100
S24L153 Sferula cosmica di tipo I bdl Bdl 0,49 7,74 0,79 0,08 bdl 0,12 0,12 0,00 0,72 87,8 0,07 2,04 100
S24L163 Sferula cosmica di tipo S* bdl 2,83 bdl 5,65 bdl 8,35 bdl 3,93 0,49 0,59 0,50 72,8 0,10 4,79 100
S25L1 Sferula cosmica di tipo S 0,10 0,46 1,35 52,6 0,53 1,33 bdl 0,92 bdl 0,17 0,19 35,6 0,42 6,06 100
S25L11 Sferula cosmica di tipo I bdl Bdl 1,25 6,06 bdl bdl bdl 0,20 bdl bdl bdl 91,3 0,37 0,90 100
S25L12 Sferula cosmica di tipo I bdl 0,06 0,60 3,73 bdl bdl bdl bdl 0,10 bdl bdl 82,2 0,40 6,84 100
S25L16 Sferula cosmica di tipo G bdl 3,74 bdl 9,10 1,05 9,96 bdl 4,98 0,37 1,15 0,91 57,2 0,14 0,50 100
S25L17 Sferula cosmica di tipo G bdl 21,6 1,37 21,1 0,41 0,20 bdl 1,57 0,23 0,26 0,43 52,1 0,05 0,74 100
S25L30 Sferula cosmica di tipo I bdl Bdl 0,13 1,33 0,11 0,09 bdl bdl bdl bdl bdl 96,1 0,18 2,02 100
S26L2 Sferula cosmica di tipo G bdl 27,0 1,72 24,8 0,49 0,05 bdl 1,57 0,14 0,61 0,29 42,3 0,05 1,02 100
S26L5 Sferula cosmica di tipo G bdl 15,8 3,26 29,8 bdl 0,13 bdl 5,03 0,13 0,38 0,27 45,1 bdl bdl 100
S23L5 Sferula vetrosa bdl Bdl 1,82 10,3 0,31 0,05 0,65 0,16 0,19 0,05 0,06 84,3 0,69 1,47 100 S23L7 Sferula vetrosa bdl 0,14 2,33 23,8 bdl 1,28 0,50 0,65 2,06 bdl 1,93 62,9 bdl 4,34 100 S23L9 Sferula vetrosa bdl 0,30 11,8 41,3 0,40 0,10 0,30 0,60 0,70 0,09 1,01 38,7 0,19 4,41 100 S24L16 Sferula vetrosa 0,23 0,25 2,77 16,0 bdl 1,16 0,84 1,61 1,89 bdl 3,59 66,5 bdl 5,17 100 S24L39 Sferula vetrosa 0,07 0,30 19,4 41,8 0,20 0,20 0,51 0,44 1,29 1,30 1,40 33,0 0,24 0,60 100 S24L83 Sferula vetrosa 0,22 0,12 4,74 49,7 bdl 1,12 0,24 0,95 3,55 0,11 0,67 36,3 0,44 1,79 100 S24L93 Sferula vetrosa bdl 0,22 4,08 27,5 bdl 0,87 0,50 1,62 1,85 0,14 0,62 60,7 0,14 1,72 100 S24L107 Sferula vetrosa 0,53 0,10 13,1 42,6 0,10 0,40 0,28 0,60 1,20 0,07 0,08 37,5 0,21 2,26 100 S24L181 Sferula vetrosa bdl 0,20 14,4 42,3 0,26 0,40 0,40 0,30 0,85 bdl 1,20 36,9 0,24 2,50 100 S24L198 Sferula vetrosa bdl 0,14 3,88 20,9 bdl 0,57 0,28 0,92 1,39 0,17 1,34 67,3 0,33 2,77 100 S25L3 Sferula vetrosa bdl 0,30 14,3 45,2 0,20 bdl 0,26 0,82 1,05 bdl 1,29 33,1 0,07 3,23 100
31
Una migliore caratterizzazione delle due fasi di ossidi è stata ricavata dalle analisi effettuate con la microsonda EPMA (Tabella 4.4) sulle sferule sezionate (tranne quelle cosmiche). In generale si osserva che la concentrazione del NiO aumenta passando dagli ossidi grigi a quelli grigio chiaro. Le fasi mineralogiche individuate sono state tre (Tabella 4.4): magnetite povera in Ni (~2 wt%), magnetite ricca in Ni (16-19 wt%) e trevorite (Ni2+Fe3+2O4). Quest’ultima si potrebbe ulteriormente
dividere in due gruppi, il primo in cui essa è costituita da un range di NiO che va da 22 a 29 wt% e il secondo dove il range è compreso tra 36 e 45 wt%. L’analisi EPMA è stata effettuata anche sulla fase interstiziale agli ossidi (dove possibile, Tabella 4.4) ottenendo una concentrazione costituita da FeO (da ~56.50 a ~63 wt%), SiO2 (da ~21 a ~36,50 wt%), NiO (da ~2,50 a ~13 wt%), P2O5 (~2,50
wt%), Al2O3 (~2 wt%) e Co (~1 wt%).
Figura 4.5 Immagine BSE di dettaglio della sferula S25L31. Si evidenzia la presenza di una fase di colore grigio scuro interstiziale agli ossidi di Fe e Ni. Dalle analisi EDS (Tabella 3.3) ed EPMA (Tabella 3.3), tale fase risulta essere vetro silicatico. Essa, a volte, mostra al suo interno qualche pallina bianca brillante (~0,2 μm). A causa delle dimensioni molto piccole di queste palline bianche brillanti le loro analisi EDS risultano, probabilmente, contaminate dalla fase ospite. Non è stato possibile ottenere alcuna analisi alla microsonda sempre a causa delle dimensioni al di sotto del fascio di campionamento, stesso discorso per quanto riguarda la fase interstiziale agli ossidi di Fe e Ni, che in molte sferule presentava uno spot di analisi troppo piccolo.
PALLINA BIANCA
VETRO SILICATICO INTERSTIZIALE
32 Tabella 4.3 Analisi puntuali EDS (normalizzate a 100 wt% tabella a sinistra) ed EPMA (tabella a destra) effettuate per la fase interstiziale agli ossidi (dove possibile) presente nelle sferule sezionate studiate. Tutte le fasi interstiziali rappresentano vetro silicatico interstiziale, tranne la fase interstiziale della S24L36 (EDS) ricca in P2O5. Campione S23L22 S24L31 S24L36 S24L147 S24L177 S25L31 S23-76 * S23-76* S25L31 S23L22 S23L22 S24L31 Punto analisi gl206 gl225 gl 397 gl392 gl401 gl313 gl1 gl2 gl3 gl83 gl84 gl85 Na2O bdl Bdl bdl 0,12 bdl 0,07 bld 0,07 0,06 bld 0,05 bld MgO 0,40 0,05 bdl Bdl 0,58 Bdl 0,09 0,08 bld 0,06 0,11 0,03 Al2O3 0,66 0,28 0,06 0,52 0,27 0,06 4,54 4,08 bld 0,58 1,71 0,13 Si2O 25,6 11,2 0,17 18,4 16,0 22,9 39,4 38,0 20,9 27,5 36,5 24,9 P2O5 0,46 1,01 33,5 3,99 7,77 3,84 0,26 0,25 2,63 0,61 0,60 3,06 SO3 bdl 0,10 0,25 Bdl bdl 0,24 0,02 0,03 0,02 bld bld bld K2O bdl Bdl bdl 0,05 0,09 Bdl 0,02 bld bld 0,03 0,06 bld CaO 0,20 0,10 bdl 0,06 bdl 0,14 0,55 0,54 0,03 0,11 0,92 0,14 TiO2 bdl 0,05 bdl 0,11 0,09 Bdl 0,29 0,29 bld 0,05 0,07 0,07 Cr2O3 bdl 0,10 bdl 1,24 0,07 1,02 bld bld bld bld bld bld MnO bdl Bdl 0,09 1,59 0,11 1,28 0,18 0,18 0,04 0,04 0,05 0,10 FeO 65,3 76,6 60,0 68,4 66,9 65,6 55,4 56,5 62,8 63,0 56,5 65,1 NiO 6,24 9,31 5,65 5,57 7,99 4,82 0,21 0,19 12,8 6,59 2,49 3,07 CoO 1,06 0,99 0,32 Bdl 0,10 Bdl 0,08 0,09 1,35 0,91 0,89 0,74 Totale 100 100 100 100 100 100 101 100 101 100 100 97,3
*sferula vetrosa da impatto.
bdl = below detection limit (al di sotto del limite di rivelabilità).
33 Tabella 4.4 Analisi puntuali EPMA effettuate sulle fasi mineralogiche, presenti nelle sferule di ossidi di Fe e Ni sezionate, e sul materiale “splash” presente sulle sferule vetrose da impatto.
Campione S23-76* S23-76* S23-76* S23-76* S23-76* S23-76* S25L31 S25L31 S25L31 S25L31 S25L31 S25L31 S25L31 S23L7*
Punto
analisi ox1 ox2 ox3 ox4 ox5 ox6 ox7 ox8 ox9 ox10 ox11 ox12 ox20 ox13
Fase
analizzata ossido grigio
ossido grigio ossido grigio ossido grigio ossido grigio chiaro ossido grigio chiaro ossido grigio chiaro ossido grigio ossido grigio ossido grigio ossido grigio chiaro ossido grigio chiaro ossido grigio materiale "splash" di ossidi Minerale o sferula
magnetite Magnetite Magnetite magnetite
alta in Ni trevorite trevorite trevorite
magnetite alta in Ni
magnetite alta in Ni
magnetite
alta in Ni trevorite trevorite
magnetite alta in Ni di ossidi di Fe e Ni Na2O bdl 0,05 Bdl bdl bdl bdl bdl Bdl bdl bdl bdl bdl bdl bdl MgO bdl 0,03 0,12 bdl bdl bdl bdl Bdl bdl bdl bdl bdl bdl Bdl Al2O3 2,72 2,58 1,99 2,02 0,43 0,61 0,05 0,14 0,14 0,14 bdl bdl 0,13 0,58 SiO2 15,0 11,1 3,48 1,25 2,24 1,27 0,12 3,18 0,21 0,15 0,56 4,99 0,11 2,14 P2O5 0,10 0,05 Bdl bdl 0,40 0,11 bdl 0,48 bdl bdl bdl 0,60 bdl 0,09 S bdl Bdl Bdl bdl bdl bdl bdl Bdl bdl bdl 0,01 bdl bdl Bdl K2O 0,03 0,03 0,02 bdl bdl bdl bdl Bdl bdl bdl bdl bdl bdl Bdl CaO 0,12 0,10 0,06 bdl bdl bdl bdl Bdl bdl bdl bdl bdl bdl Bdl TiO2 0,34 0,29 0,22 0,20 0,06 0,07 bdl Bdl bdl bdl bdl bdl bdl 0,07 Cr2O3 0,03 0,07 Bdl 0,06 bdl bdl bdl Bdl bdl bdl bdl bdl bdl Bdl MnO 0,08 0,05 0,07 0,03 0,07 0,03 bdl Bdl bdl bdl bdl bdl bdl 0,04 FeO 74,9 77,2 80,6 70,0 42,5 51,8 71,3 76,8 76,9 72,0 65,3 64,9 72,0 68,2 CoO 0,06 0,06 0,10 0,53 1,71 1,26 1,08 0,58 0,55 0,63 1,70 1,57 0,60 0,73 NiO 1,25 1,65 2,55 17,0 50,1 39,7 24,1 12,1 14,1 19,3 29,7 25,7 19,4 16,1 Total 94,6 93,3 89,2 91,1 97,5 94,9 96,6 93,3 91,9 92,2 97,3 97,8 92,2 88,0
* sferula vetrosa da impatto
bdl = below detection limit (al di sotto del limite di rivelabilità).
