남극 운석 TIL 07007 (CV3) 내 CAI의 암석학적, 광물화학적 특징 ; Petrology and Mineral Chemistry of CAIs in Antarctic Meteorite TIL 07007 (CV3)

학위논문 (석사)-- 서울대학교 대학원 : 과학교육과(지구과학전공), 2012. 2. 최변각. ; 콘드라이트(chondrite)는 태양계 성운에서 형성된 구형 모양의 포획물인 콘드률(chondrule), Ca과 Al 성분이 풍부한 광물로 이루어진 포획물(Calcium- Aluminum-rich inclusions; 이하 CAIs), 감람석이 불규칙한 형태로 모여 이루어진 포획물(Amoeboid Olivine Aggregates; 이하 AOAs), 및 세립질의 기질(matrix) 등이 집적되어 형성된 소행성 기원의 미분화 운석이다. 태양계 형성과 진화 과정을 더 자세히 이해하기 위해서는 태양계에서 형성된 최초의 고체 물질인 CAI의 생성 메카니즘에 대한 이해가 필요하며, 특히 용융, 변성 및 변질 작용 등의 2차 과정을 경험하지 않은 CAI는 기체 상태의 태양계 성운이 고체 물질로 응축(condensation)하는 과정의 직접적인 증거를 지니고 있어 매우 중요하다. 본 연구에서는 용융과 변질 작용을 거의 겪지 않은 CAI를 가장 많이 포함하는 환원된 CV 콘드라이트(reduced CV chondrite; 이하 CVRed 콘드라이트)의 하나인 남극 운석 TIL 07007의 CAI에 대한 암석학적, 광물화학적 기재를 통해 초기 태양계의 형성 과정에 대한 단서를 찾아보고자 한다. 남극 운석 TIL 07007은 암석학적 특징과 전암 산소동위원소 조성에 의해 CV 콘드라이트로 분류되었다(최변각 외, 2009). 모드분석 결과와 황화물 내의 Ni 함량에 의해 TIL 07007은 CVRed 콘드라이트로 분류할 수 있다. 이 운석은 콘드률, CAI, AOA 등의 포획물들이 일관된 하나의 방향으로 길게 신장되어 있으며, 기공(pore)의 양이 다른 운석들에 비해 적은데, 이러한 특징은 충격에 의한 다져짐(compatction) 작용에 의한 결과로 해석된다. 그리고 이 충격의 결과로 여겨지는 소규모 단층들이 콘드률, CAI 및 기질 내에서 다수 발견된다. 그리고 기존에 연구되었던 다른 CVRed 콘드라이트들에 비해 기질/콘드률의 비(0.5)가 낮고, 2차 변질광물이 거의 발견되지 않는다. 이러한 특징은 강한 다져짐 작용이 유체의 흐름이 원활하지 못하게 만든 결과일 것으로 생각되는데, 이러한 관계는 기존의 연구에서도 제안되었던 바 있으며(MacPherson and Krot, 2002), Leoville, Efremovka 등의 운석과 유사한 특징이다. 1개의 연마 박편에서 크기가 80µm 이상인 CAI 19개를 찾아 편광현미경 및 주사전자현미경을 이용하여 자세히 관찰하고 기재하였다. TIL 07007의 CAI들은 대부분 세립질(fine-grained) CAI로 용융을 경험하였던 조직을 거의 보이지 않으며, 시료 전체와 마찬가지로 2차 변질 광물의 함량이 매우 낮아 매우 시원적인 특징을 지닌다. 주 구성광물의 종류에 따라 19개의 CAI를 첨정석 우세(Spinel-rich), 황장석 우세(Melilite-rich), Al-투휘석 우세(Al-diopside-rich) CAI로 분류하였다. 7개의 첨정석 우세 CAI들은 비교적 공통된 광물 조성과 조직을 지녔으며, 페로브스카이트(perovskite) → 히보나이트(hibonite) → 첨정석 → 황장석 → Al-투휘석 → 회장석(anorthite)의 광물 생성 순서를 지시하는 조직을 보인다. 마찬가지로, 8개의 황장석 우세 CAI에서 얻은 광물 생성 순서는 첨정석 우세 CAI에서 얻은 것과 동일하지만 황장석 우세 CAI들의 광물 조성과 조직은 첨정석 우세 CAI에 비해 서로간에 덜 일치하는 특징을 보인다. 첨정석 우세 CAI와 황장석 우세 CAI의 조직을 통해 얻은 광물 생성 순서는 태양계 성운에서 기체가 응축(condensation)하여 고체 물질을 형성하는 과정에 대한 기존의 연구결과들과 잘 일치한다. 하지만 크기가 200µm 이하로 작은 CAI들은 다른 큰 CAI의 파편일 가능성이 있어, 특정한 하나의 광물 생성 순서를 정의하기 어렵다. 3개의 Al-투휘석 우세 CAI는 각각 광물조성과 조직이 다양하며, 다른 CAI들에 비해 훨씬 더 세립질인 특징을 지닌다. 2개의 CAI는 광물 조성에서 차이를 보이는 누대구조를 지닌다. CAI#8은 첨정석 우세 CAI와 유사한 광물조성과 조직을 보이는 핵과 황장석 우세 CAI와 유사한 맨틀로 누대구로를 보인다. CAI#2는 3개의 다른 특징을 보이는 층으로 나뉜다. 상부, 중부, 하부층에서 각각 회장석, Al-투휘석, 황장석이 우세한 광물 조성을 지니며, 페로브스카이트는 하부층에서만 발견된다. 전자현미분석기를 이용한 광물 화학조성 분석 결과, 첨정석은 다른 CV콘드라이트의 CAI가 거의 Fe를 포함하지 않는 것에 반해 FeO 함량이 최고 5.2%에 달할 정도로 높다. Al-Ti-투휘석의 Al2O3 함량은 25% 미만이며, TiO2 함량은 거의 2% 미만이지만 CAI#8의 맨틀에 존재하는 Al-Ti-투휘석은 예외적으로 TiO2 함량이 ~7.5%로 높다. 황장석의 조성은 Akermanite contents(Mg/(Mg+Ca))가 0%~25% 사이에서 다양한 분포를 보여, Mg의 함량이 낮은 편에 속한다. CAI#8의 핵-맨틀 경계에서는 핵의 첨정석이 회장석 및 성운 기체와 반응하여 맨틀의 황장석으로 치환되었음을 보여주는 조직이 관찰된다. 이러한 광물 조합 변화의 연속성은 첨정석 우세 CAI와 황장석 우세 CAI의 생성 과정이 각각 서로 독립적이지 않으며, 태양계 성운 기체와의 반응을 통해 첨정석 우세 CAI가 황장석 우세 CAI로 변화하였을 가능성을 제시한다. ; Chondrites are undifferentiated meteorites that are composed of chondrules, Calcium-Aluminum-rich Inclusions(CAIs), Amoeboid Olivine Aggregates(AOAs) and fine-grained matrices formed in the early solar nebula. To better understand the formation and evolution of the solar nebula, understanding to the formation mechanisms of CAIs is necessary because CAIs are believed as the first solid materials formed in the solar nebula. Even though CAIs once had evidences about environments and processes of the early solar system during solar nebula gases condensed to form solids, their petrological and chemical properties could have been easily blurred by later events such as melting, metamorphism and secondary alteration. However, some fine-grained CAIs seem to be direct condensates that escaped from serious later events and preserve initial mineralogy and textures. In this study, fine-grained CAIs from an Antarctic meteorite, Thiel Mountains (TIL) 07007, were investigated to find clues of the formation processes of our solar system. TIL 07007 was classified as CV chondrite based on its petrographic properties and bulk oxygen isotopic composition(Choi et al., 2009). With modal analysis and Ni contents in sulfides, TIL 07007 can be further classified as reduced CV (CVRed) chondrite. Maybe due to compaction accompanied by the impact event(s), all components including chondrules, CAIs and AOAs are elongated in one same direction and porosity is lower than the other CV chondrites. Numerous micro-faults also probably due to impact exist in chondrules, CAIs and matrices. Additionally, the matrix/chondrule ratio(0.5) is slightly smaller than the other CVRed chondrites, and secondary alteration minerals are rare. As suggested by MacPherson and Krot(2002), penetration of fluids engages in secondary alteration processes may have been suppressed by high degree of compaction and deformation, so that possibly prevented iron-bearing secondary minerals from forming in TIL 07007 like Leoville and Efremovka. From one polished thin section, 19 CAIs larger than 80µm were found and observed by optical and secondary electron microscopies. Most of CAIs in TIL 07007 show fine-grained texture. Igneous textures are rare and secondary minerals are absent in most inclusions but found in limited areas of three CAIs implying these CAIs have very primitive characteristics. Based on their major mineralogy, these 19 CAIs are divided into 3 groups; Spinel-rich, Melilite-rich, and Al-diopside-rich. Mineralogy and textures are consistent with each other among seven spinel-rich CAIs except that four CAIs have melilites whereas the other three are melilite-free. Condensation sequence of minerals inferred from textures of spinel-rich CAIs are: perovskite → hibonite → spinel → melilite → Al-diopside → anorthite. In the same manner, condensation sequence inferred from eight melilite-rich CAIs is identical to that from spinel-rich CAIs, but mineralogy and textures of melilite-rich CAIs are less consistent with each other compared to spinel-rich CAIs. The condensation sequence from both CAI groups well agrees with previously studied formation order of minerals formed from the nebula gases of solar composition. However, generally it's hard to reconstruct a representative condensation sequence from CAIs smaller than 200µm, because it may be fragments of larger CAIs. Mineralogy and textures of three Al-diopside-rich CAIs are diverse and minerals of Al-diopside-rich CAIs are most fine-grained. Two CAIs show zoned structure in mineralogy. A CAI (CAI#8) has core-mantle zoned structure that distinguished by the core resembles the properties of spinel-rich CAIs and the mantle resembles those of melilite-rich CAIs. The other CAI (CAI#2) consists of mineralogically different three layers; top, middle and bottom layer. Most abundant mineral of each layer is anorthite, Al-diopside and melilite for top, middle and bottom layer, respectively, and mineralogy of the layers changes gradually across each layer's boundaries. Perovskites are only present in the bottom layer. Mineral compositions measured using an electron microprobe reveal that spinels of CAIs in TIL 07007 have FeO contents up to 5.2%, while in general spinels of CAIs from other CV chondrites are nearly Fe-free. Al2O3 contents of Al-Ti-diopsides are less than 25% and TiO2 contents are less than 2%, however Al-Ti-diopsides from the mantle of CAI#8 exceptionally have higher TiO2 contents up to 7.5%. Akermanite contents of all melilites vary from 0% to 25%. Mineralogically zoned structure of CAI#8 shows evidence of back reaction with nebular gases. Core-mantle boundary of CAI#8 has diffusive contact suggesting spinels in the core were reacted with anorthites and nebular gases to form melilites in the mantle. This continuity suggests a possibility of genetic relationship between spinel-rich CAIs and melilite-rich CAIs; melilite-rich CAIs may have formed from the back reaction of spinel-rich CAIs and solar nebular gases. ; Master