切開並打磨鐵質隕石，為什麼會出現網格狀的花紋？
― 這是以每百萬年約100℃，地表無法重現的緩慢速度冷卻下來的痕跡
鐵質隕石的切面中，隱藏著斜向交錯的帶狀花紋。據說這種花紋在地球上是做不出來的。需要的不是特殊材料，而是長達數百萬年的「等待時間」。
科學館的隕石展區，放著一塊被切平的金屬塊。表面上，細線與寬帶朝著好幾個方向斜向交錯，看起來就像重疊了好幾層格子窗一樣。
說明牌上只寫著「鐵質隕石的切面。用酸清洗後會出現花紋」。這不是誰刻上去的，而是這塊金屬本身，一開始就存在這種花紋。
就算切開廚房裡的鐵製平底鍋，也不會出現這樣的花紋。同樣是鐵，為什麼只有來自宇宙的鐵才會有花紋呢？
花紋形成的原因，來自兩種「慢」
鐵質隕石是古代小行星中心金屬核的碎片。厚厚的岩石包裹在周圍，熱量只能一點一點地逃往宇宙。
在冷卻的過程中，鐵和鎳會分離成兩種金屬。鎳原子要在堅硬的金屬中移動，需要非常長的時間。
換句話說，這種花紋就是緩慢冷卻的記錄。如果冷卻得太快，原子就沒有足夠的時間移動，花紋也就無法長成。讓我們依序來看看。
小行星的中心，為什麼會這麼難冷卻？
大約45億年前，太陽周圍誕生了許多小天體。據認為，較大的天體內部會融化，較重的鐵和鎳沉入中心，形成金屬核。
請看圖1左側。金屬核的周圍，包裹著厚厚的岩石外殼。岩石是一種不易傳熱的物質，而且外面是真空的宇宙，也沒有風能把熱量帶走。熱量只能以光的形式，從外殼表面一點一點地釋放出去。
因此，據估計金屬核以每百萬年僅數℃到數千℃這種難以置信的緩慢速度冷卻。若取中間值，以每百萬年100℃計算，每年下降的溫度只有0.0001℃。換算下來，在人的一生中，溫度計的刻度幾乎完全不會動。
後來，天體之間互相碰撞而破碎，核心的碎片就在宇宙中漂流。而其中偶然掉落到地球上的，就是鐵質隕石。
花紋的真相，是鎳「搬家」的痕跡
在非常炙熱的時候，鐵和鎳是均勻混合的一種金屬。但當溫度降到大約700℃以下，含鎳量較少的另一種金屬會以板狀開始生成並成長。
板要成長，原本在那裡的鎳原子就必須被擠出去。被擠出的鎳會堆積在板的邊緣，形成含鎳量較高的細層。這就是圖1右側寬帶與細線的真相。
這時第二種「慢」就發揮作用了。在堅硬的金屬中，原子只能一點一點地穿梭在周圍原子的縫隙間移動。而且能走的距離並不會隨時間成比例地增加——時間增加到100倍，距離只會增加到10倍。
因此，要長成一條寬約1毫米的帶狀花紋，需要數百萬年的等待時間。地表工廠裡再怎麼緩慢地冷卻金屬，最多也只有幾天到幾個月。這就是為什麼鐵質隕石的花紋被稱為無法人工製造的原因。
帶狀花紋看起來朝多個方向交錯，是因為原本金屬的原子排列中，有4個方向容易讓板狀結構生長。斜向切開沿這些方向生長的板，切面看起來就像網格一樣。
據說最早報告這種花紋的，是約1804年的湯姆森（Thomson）以及1808年的維德曼施泰滕（Widmanstätten）。據傳後者是在用火加熱隕石薄板時，發現各處變色方式不同，才注意到這種花紋。如今，這種花紋的存在已成為判斷鐵質隕石是否為真品的線索之一。
測量帶的寬度以及帶內鎳濃度的變化方式，就能反推出當時冷卻的速度。冷卻得越慢，包裹核心的岩石外殼想必就越厚。透過這種方法，已估計出現今已不存在的小行星，大小約在數十公里到數百公里之間。
總結
鐵質隕石的花紋，是在小行星中心，被厚厚的岩石外殼包裹、歷經數百萬年冷卻下來的痕跡。在冷卻的過程中，鎳原子在堅硬的金屬中緩慢地「搬家」，分離出含鎳量少的寬帶與含鎳量多的細線。由於原子能走的距離只會隨時間的平方根增加，在地表短暫的時間裡，同樣的花紋是長不出來的。
造就這種花紋的不是材料，而是時間。
鐵質隕石的切面，是每百萬年100℃這種「緩慢」的化石。
關於這種隕石是如何被認定為「從天上掉下來的石頭」的故事，收錄在隕石會從天而降，為什麼過去的學者不相信？中。緩慢冷卻能讓結晶長得更大的內容，請見明礬的結晶，為什麼能長成那麼漂亮的形狀？；關於地球中心的鐵核，請見地球中心的故事。
- 在熱水中盡量溶解明礬，分成兩杯。熱水請與大人一起處理。
- 一杯放進冰水中快速冷卻，另一杯放入保麗龍箱中蓋上蓋子，讓它花一整晚慢慢冷卻。
- 第二天，比較底部形成的結晶。在箱子裡冷卻的那一杯，顆粒應該長得比較大。保麗龍箱扮演的角色，就像小行星的「岩石外殼」。
如果在科學館或博物館看到鐵質隕石的切面，不妨數一數帶狀花紋朝幾個方向延伸。帶越寬的，代表這顆隕石冷卻得越慢。
想知道更多 ― 術語、公式與教科書的關聯從中學理科到大學專業科目，明確標示這是哪個程度的內容
- 中學中學理科課程範圍內的內容
- 高中高中「化學」「物理」「地球科學」課程範圍內的內容
- 高中＋高中的延伸內容，或教科書專欄性質的內容
- 大學高中不會教、屬於大學專業科目（金屬材料學・行星科學）的內容
- 研究連大學也不會當作「定論」教授，是研究人員目前仍在調查中的內容
中學術語：這個現象是有名字的
- 維德曼施泰滕結構（Widmanstätten structure）：出現在鐵質隕石切面上、板狀金屬交錯而成的花紋。名稱來自發現者。
- 鎂鐵鎳輝石（kamacite）與鎳鐵輝石（taenite）：含鎳量較少的金屬（寬帶）稱為kamacite，含鎳量較多的金屬（細線）稱為taenite。
- 八面體隕石（octahedrite）：出現這種花紋的鐵質隕石種類。因為板狀結構會沿著正八面體的面生長，所以取了意為「八面體」的名字。
中學高中用公式確認：花紋要長成需要幾年？
假設冷卻速度固定，計算花紋成長的溫度範圍所需經過的時間。同時也看看帶的寬度與時間之間的關係。
| 用符號寫 | t ＝ ΔT ÷ R （帶寬的估計值：x ≒ √( D × t )） |
| 用文字寫 | 所需時間 ＝ 下降的溫度範圍 ÷ 冷卻速度。原子移動的距離 ＝ （移動難易度 × 時間）的平方根 |
| 公式的來源 | 前半部與「距離 ＝ 速度 × 時間」是相同形式的除法。後半部則來自原子隨機改變方向移動的「擴散」性質 |
| t | 花紋成長溫度範圍所經過的時間（單位：百萬年） |
| ΔT | 花紋成長溫度範圍的寬度（單位：℃） |
| R | 冷卻速度（單位：每百萬年的℃） |
| x | 鎳原子能移動距離的估計值（單位：m） |
| D | 擴散係數。代表原子移動的難易度，溫度下降時會急劇變小（單位：平方公尺每秒） |
| 花紋開始成長的溫度（依鎳含量而變） | 大約700℃ |
| 原子幾乎無法移動的溫度 | 大約400℃ |
| 冷卻速度範例（估計範圍的中間值） | 每百萬年100℃ |
| 下降的溫度範圍 ΔT | 700 − 400 ＝ 300 ℃ |
| 所需時間 t（以百萬年為單位） | 300 ÷ 100 ＝ 3 |
| 每年下降的溫度 | 100 ÷ 1000000 ＝ 0.0001 ℃ |
| 人一生（80年）下降的溫度 | 0.0001 × 80 ＝ 0.008 ℃ |
| 帶寬變成10倍所需的時間倍數 | 10 × 10 ＝ 100 倍 |
花紋成長的期間大約是300萬年。在這段時間裡，即使經過人的一生，溫度也下降不到0.01℃。而且，因為移動距離只會隨時間的平方根增加，若想讓帶寬變成10倍，就需要100倍的時間。這就是為什麼地表上短短幾天或幾個月，無法長成1毫米寬的帶狀花紋。
高中高中＋結晶的排列方式與原子的移動難易度
高中金屬原子會排列成規則的結晶。含鎳量較多的taenite是面心立方晶格，含鎳量較少的kamacite是體心立方晶格。溫度下降時，面心立方結構會變得不穩定，析出體心立方的板狀結構。
高中＋代表原子移動難易度的擴散係數，受溫度強烈影響，會依阿瑞尼斯方程式的形式，隨溫度下降而急劇變小。因此花紋主要是在高溫時期成長，大約400℃以下就幾乎停止了。
大學鐵－鎳相圖與冷卻速度的推算
花紋的形成，可用鐵－鎳二元系相圖，以及依費克定律（Fick's law）的擴散控制成長來說明。taenite中的鎳濃度分布呈現「M字形」，帶邊緣高、中央低。將這種形狀與擴散計算做比較，藉此求出冷卻速度的方法，稱為金相冷卻速度計，自1960年代起便被使用。
📖 公式的推導及更深入的內容：維德曼施泰滕結構（日文維基百科） ／ 費克定律（日文維基百科）
研究目前仍未完全弄清楚的事
- 來自同一個核心的碎片，冷卻速度卻各不相同？ 某些種類的鐵質隕石，明明應該來自同一個核心，冷卻速度卻差異很大。有人提出，這是因為核心被剝去岩石外殼，暴露在外裸露冷卻所致。
- 帶間縫隙中殘留的小行星磁場記錄 據說在taenite邊緣更細微的組織中，記錄著當時小行星的磁場。目前正在研究金屬核當時是否曾產生磁場。
- 直接前往觀測小行星的核心 有探測器正朝著被認為由金屬構成的小行星「賽姬（Psyche）」前進。它是否真的是裸露的核心，預計抵達後透過觀測即可確認。
也就是說，本文的內容也只是「目前所知範圍內的說明」。冷卻速度的估計值，會依方法與隕石種類而有很大差異。
與教科書的關聯（依程度分類）
| 程度 | 科目・單元 | 對應本文哪個部分 |
|---|---|---|
| 中學 | 理科「物質的狀態變化」「太陽系」 | 緩慢冷卻結晶長得更大、小行星 |
| 高中 | 化學「金屬結晶」、地球科學「太陽系的形成」 | 面心立方與體心立方、小行星的核心 |
| 高中＋ | 化學「反應速率與溫度」 | 阿瑞尼斯方程式、擴散在低溫下停止 |
| 大學 | 金屬材料學、行星科學 | 相圖、費克定律、金相冷卻速度計 |
| 研究 | 隕石學 | 冷卻速度的差異、古地磁、賽姬探測任務 |
| ― | 與生活的關聯 | 明礬與冰糖的結晶、鍛造中的淬火與回火 |
- 日文維基百科「維德曼施泰滕結構」
- 日文維基百科「費克定律」
- Goldstein, J. I., Scott, E. R. D., Chabot, N. L. (2009) Iron meteorites: Crystallization, thermal history, parent bodies, and origin. Chemie der Erde 69, 293–325.
- Yang, J., Goldstein, J. I., Scott, E. R. D. (2007) Iron meteorite evidence for early formation and catastrophic disruption of protoplanets. Nature 446, 888–891.
※本文為大眾科普解說。文中所列數值僅為理解機制所用的參考估算值。冷卻速度與溫度數值，會因研究與隕石種類而有所不同。