Астрономический вестник, 2020, T. 54, № 3, стр. 278-288
Наноалмаз метеоритов: альтернативный состав компонентов ксенона
А. В. Фисенко a, *, Л. Ф. Семенова a
a Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского (ГЕОХИ) РАН
Москва, Россия
* E-mail: anat@chgnet.ru
Поступила в редакцию 12.11.2019
После доработки 13.12.2019
Принята к публикации 16.12.2019
Аннотация
Содержания основных компонентов ксенона – Xe-P3, Xe-P3(fr), Xe-P6 и компонента Xe-pr вместо Xe-HL – впервые вычислены для наноалмаза метеоритов Orgueil (CI), Tieschitz (H3.6) и Indarch (EH3-4). Компонент Xe-pr – избыточная доля изотопов ксенона в компоненте Xe-HL относительно Xe-P3(fr) и в основном состоит из изотопов 124, 126, 134, 136Хе, образующихся в р- и r-процессах нуклеосинтеза при взрыве сверхновой II типа. Анализ полученных данных показал следующее. (1) Основной компонент Xe в наноалмазе – Xe-P3(fr), и максимум его выделения при пиролизе, так же как Хе-pr и Xe-P6, – высокотемпературный (>1000°C), независимо от петрологического типа метеоритов. (2) Относительное содержание компонента Xe-pr в наноалмазе Indarch, наиболее обогащенном аномальным компонентом ксенона, равно около 15% от общего содержания ксенона в алмазе этого метеорита, что существенно меньше содержания компонента Xe-HL – около 87%. (3) Компоненты ксенона содержатся в индивидуальных популяциях зерен алмаза с разной термо-окислительной стабильностью. Полученные нами и в статье (Huss, Lewis, 1994b) данные о содержаниях и кинетике выделения компонентов ксенона в наноалмазе метеоритов на основании изотопных составов Xe-pr и Xe-HL, соответственно, наиболее вероятно показывают предельные их значения. Предполагается, что реальные свойства компонентов ксенона подобны полученным при использовании для вычислений компонента Xe-pr, принимая во внимание данные о изотопном составе углерода во фракциях зерен наноалмаза метеорита Allende (Lewis и др., 2019).
ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время основными компонентами благородных газов в наноалмазе метеоритов являются компоненты P3, P6 и HL, различающиеся по изотопным составам газов, температурой выделения и содержаниями (Huss, Lewis, 1994a; 1994b). Изотопные составы ксенона этих компонентов (Xe-P3, Xe-P6 и Xe-HL, соответственно) были определены на основании корреляционных зависимостей между измеренными изотопными отношениями Хе в наноалмазе метеоритов различных химических классов и петрологических типов (Huss, Lewis, 1994a). При этих определениях отношение 136Xe/132Xe было принято равным 0.31 для компонентов Xe-P3 и Xe-P6 и 0.70 для Xe-HL. В результате этого было получено, что Xe-P3 и Xe-P6 имеют почти “нормальные” изотопные составы, т.е. они подобны солнечному составу ксенона, но несколько различны между собой, тогда как компонент Xe-HL – изотопно-аномальный из-за резкого обогащения легкими и тяжелыми изотопами. Одновременное обогащение компонента Xe-HL изотопами 124, 126Хе и 134, 136Хе обусловлено некоторой долей этих изотопов, образованных, наиболее вероятно, при взрыве сверхновой II типа. Источником изотопов 124, 126Хе предполагается p-процесс (фоторасщепление) во внутренних оболочках сверхновой (Rayet и др., 1995), тогда как изотопы 134, 136Хе образуются при быстром процессе захвата нейтронов (r-процесс) при “мини r-процессе” в С- и Не-оболочках сверхновой (например, (Heymann, Dziczkaniec, 1979; Clayton, 1989; Howard и др., 1992). Избытки всех тяжелых изотопов (Xe-H) компонента Xe-HL могли быть образованы также при классическом r-процессе при взрыве сверхновой, но с ограниченным временем образования изотопов Хе от их радиоактивных предшественников (Ott, 1969). Возможны и другие астрофизические источники изотопов Xe-HL. Предполагается, например, что образование почти всех обогащенных нейтронами изотопов могло произойти в r-процессе при слиянии (поглощении) нейтронных звезд (Thielemann и др., 2017). Тем не менее сверхновая II типа как единый источник избыточных изотопов компонента Xe-HL и содержащих их зерна наноалмаза все же предпочтительна. Тем более, до настоящего времени не удается разделить легкие и тяжелые избытки изотопов Хе между собой. Изотопы компонента Xe-HL с массой 128–132, кроме 130Хе, могли быть образованы как в r-процессе при взрыве сверхновой, так и при медленном (s-процесс) захвате нейтронов (например, в звездах асимптотической ветви гигантов). Изотоп 130Хе был образован только в s-процессе нуклеосинтеза, так как его образование в r-процессе блокируется стабильным изотопом 130Te. Таким образом, Xe-HL – это смесь изотопов Хе, образованных в разных процессах нуклеосинтеза и астрофизических источниках. Общепринято, что Xe-HL – это смесь “нормального” по изотопному составу ксенона с дополнительной долей изотопов ксенона, образованных в основном в p- и r-процессах нуклеосинтеза при взрыве сверхновой II типа (далее эта доля изотопов обозначена как компонент Хе-pr). Поэтому изотопный состав компонента Хе-pr можно определить, вычитая из состава Xe-HL его изотопно-“нормальную” составляющую, нормируя ее к содержанию всего 130Хе. Изотопный состав “нормального” ксенона принимается равным, например, составу солнечного Хе (Ott, 1996) или Хе-Р3 (Huss и др., 2008). Очевидно, что Xe-pr, как один из субкомпонентов Xe-HL, по изотопному составу является предельно возможным. Может ли и при каких условиях после взрыва сверхновой образоваться индивидуальная популяция зерен наноалмаза с Xe-pr – открытые вопросы. Возможно, например, что предшественником этих зерен была углеродная фаза с сорбированными изотопами компонента Xe-pr. Тем не менее использование компонента Xe-pr при вычислениях содержаний компонентов ксенона в наноалмазе метеоритов позволит определить также предельно возможные их содержания и кинетику выделения при ступенчатом пиролизе.
В настоящее время анализ вычисленных содержаний компонентов Xe-P3, Xe-P6 и Xe-HL и кинетики их выделения при ступенчатом пиролизе наноалмаза различных метеоритов показал следующие основные их особенности (Huss, Lewis, 1994b). Выделение Хе-Р3 является бимодальным с максимумами выделения около 500°С и 1100–1300°С. Компоненты Xe-HL и Xe-P6 – высокотемпературные с максимумами выделения в интервале 1100–1300°С, причем Xe-P6 несколько более высоко температурный, чем Xe-HL. С увеличением степени термального метаморфизма родительских тел метеоритов содержание компонента Хе-Р3, особенно его низкотемпературной доли, резко уменьшается. Так, например, в наноалмазе метеоритов Allende (CV3.2) и Indarch (EH3-4) компонента Хе-Р3 практически нет. Вместе с тем, реальны ли эти особенности компонентов ксенона – остается открытым вопросом из-за неопределенности изотопного состава компонентов Хе, например, Xe-HL. Его состав, как отмечалось выше, был идентифицирован при значении отношения 136Хе/132Хе = 0.70, ограничивающим измеренные данные на трех изотопных графиках для Хе в наноалмазе различных метеоритов. Очевидно, что при другом значении этого отношения изотопный состав Xe-HL и, тем самым, содержания всех компонентов Хе, изменятся.
В данной работе приведены содержания компонентов ксенона, вычисленные при использовании изотопного состава Xe-pr в наноалмазе метеоритов таких разных химических классов и петрологических типов как Orgueil (CI), Tieschitz (H3.6) и Indarch (EH3-4). Цель этих вычислений: сопоставление полученных содержаний компонентов ксенона и кинетики их выделения с таковыми при использовании компонента Xe-HL.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЙ КОМПОНЕНТОВ КСЕНОНА В НАНОАЛМАЗЕ МЕТЕОРИТОВ
Вычисление содержаний компонентов Хе мы проводили, принимая во внимание, что в обогащенных наноалмазом фракциях различных метеоритов имеется некоторая доля благородных газов, фазой носителем которых являются, наиболее вероятно, зерна SiC (Huss, Lewis, 1994b). Поэтому в использованную ниже систему уравнений были введены параметры, учитывающие вклад ксенона (обозначен как Xe-S) от зерен SiC. Для вычислений использована следующая система уравнений:
Использованные изотопные составы компонентов ксенона для вычислений приведены в табл. 1.
Таблица 1.
Компо- нент |
$\frac{{^{{124}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{126}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{128}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{129}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{130}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{131}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{134}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{136}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Xe-HL1 | 0.842 ± 93 | 0.569 ± 8 | 9.05 ± 6 | 105.6 ± 2 | 15.44 ± 3 | 84.42 ± 13 | 63.61 ± 13 | ≡70 |
Xe-P31 | 0.451 ± 6 | 0.404 ± 4 | 5.06 ± 2 | 104.2 ± 4 | 15.91 ± 2 | 82.32 ± 10 | 37.70 | ≡31.00 |
Xe-P61 | 0.438 ± 25 | 0.444 ± 28 | 8.90 ± 20 | 111.4 ± 8 | 16.60 ± 11 | 82.14 ± 47 | 32.91 ± 50 | ≡31.00 |
Xe-S2 | 0 | 0.033 ± 19 | 21.59 ± 14 | 11.8 ± 1.1 | 48.26 ± 42 | 18.6 ± 1.2 | 2.22 ± 53 | ≡0.34 |
Xe-P3(fr) | 0.415 | 0.380 | 7.74 | 101.1 | 15.59 | 81.51 | 38.45 | 32.23 |
Xe-pr | 43.35 | 19.29 | 139.5 | 553.4 | ≡0 | 374.80 | 2570 | 3833 |
Отметим, что при имплантации благородных газов в наноалмаз детонационного синтеза было выявлено масс-фракционирование изотопов Хе в направлении обогащения тяжелых изотопов относительно легких (Huss и др., 2008). Величина фракционирования составила 0.99%/ат. ед. при 1400°С относительно изотопного состава Хе при 500оС. Поэтому при вычислениях содержаний компонентов Хе в наноалмазе термально метаморфизованных метеоритов Tieschitz и Indarch мы использовали масс-фракционированный Хе-Р3 (0.99%/ат. ед., обозначен как Xe-P3(fr)), тогда как для алмаза Orgueil (CI) –Xe-P3 до 1000°С, и Xe-P3(fr) выше 1000°С (см. ниже). Изотопный состав компонента Xe-pr – результат вычитания из состава Xe-HL состав Xe-P3(fr), полагая, что содержание 130Хе в Xe-HL обусловлено только компонентом Xe-P3(fr).
Почти все использованные для вычислений значения отношений 130Хе/132Хе, 134Хе/132Хе и 136Хе/132Хе равны измеренным в пределах ±σ, что можно видеть, например, для наноалмазов Orgueil и Indarch (табл. 2). В табл. 2 приведены также содержания 132Хе компонентов ксенона, вычисленные нами и Huss, Lewis (1994b).
Таблица 2.
(T, oC), 132Xe |
$\frac{{^{{130}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{134}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{136}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | Содержания 132Хе компонентов | |||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Xe-P3(fr) | Xe-HL, pr | Xe-P6 | Xe-S | ||||
Orgueil (CI) | |||||||
(300) | 16.12(6) | 38.15(16) | 31.65(13) | 0.97(35) | 0.023(2) | н. д.1 | 0.005(2) |
1.00 | 16.12 | 38.03 | 31.65 | 0.993 | 0.0002 | ≤0.001 | 0.007 |
(490) | 15.98(5) | 37.89(9) | 31.53(8) | 14.30(51) | 0.189(30) | н.д. | 0.029(29) |
14.52 | 15.98 | 37.89 | 31.53 | 14.070 | 0.0022 | 0.420 | 0.024 |
(680) | 15.89(5) | 38.21(10) | 31.91(16) | 11.44(40) | 0.257(16) | н. д. | 0.00(23) |
11.70 | 15.91 | 38.11 | 31.94 | 11.140 | 0.0028 | 0.562 | ≤0.001 |
(865) | 15.87(5) | 39.35(10) | 33.50(10) | 3.40(12) | 0.232(11) | н. д. | 0.00(7) |
3.63 | 15.89 | 39.35 | 33.62 | 3.549 | 0.00248 | 0.081 | ≤0.001 |
(1050) | 15.85(5) | 45.32(14) | 42.31(20) | 1.13(4) | 0.455(18) | 0.00(3) | 0.005(3) |
1.59 | 15.85 | 45.32 | 42.43 | 1.586 | 0.00478 | ≤0.001 | ≤0.001 |
(1235) | 15.54(5) | 57.70(18) | 60.89(16) | 0.58(2) | 1.794(64) | 0.00(5) | 0.007(5) |
2.38 | 15.54 | 57.59 | 61.01 | 2.358 | 0.0181 | ≤0.001 | 0.005 |
(1420) | 15.56(5) | 58.24(15) | 62.26(16) | 1.73(8) | 8.19(29) | 0.307(52) | 0.002(2) |
10.22 | 15.56 | 58.24 | 62.26 | 9.709 | 0.081 | 0.415 | 0.015 |
(1600) | 15.77(5) | 52.50(13) | 54.76(14) | 0.79(5) | 2.59(9) | 0.871(52) | 0.00(1) |
4.25 | 15.77 | 52.50 | 54.76 | 3.383 | 0.0256 | 0.833 | 0.009 |
(1780) | 16.13(12) | 48.90(36) | 50.38(46) | 0.051(3) | 0.15(5) | 0.095(5) | 0.002(1) |
0.30 | 16.13 | 48.90 | 50.38 | 0.200 | 0.00149 | 0.096 | 0.003 |
(1950) | 15.88(24) | 51.45(82) | 53.59(1.08) | 0.030(1) | 0.050(2) | 0.012(10) | 0.0012(2) |
0.09 | 15.88 | 51.45 | 53.59 | 0.067 | 0.00052 | 0.022 | ≤0.001 |
(2060) | 16.09(18) | 53.49(55) | 56.52(90) | 0.015(1) | 0.081(3) | 0.025(1) | 0.0013(2) |
0.12 | 16.09 | 53.49 | 56.52 | 0.093 | 0.00079 | 0.024 | 0.001 |
Indarch (EH3-4) | |||||||
(325) | 16.21(22) | 54.18(77) | 55.91(1.07) | 0.047(1) | 0.091(1) | н. д. | 0.0020(3) |
0.14 | 16.21 | 54.02 | 56.10 | 0.136 | 0.0009 | ≤0.001 | 0.003 |
(525) | 16.03(16) | 56.95(51) | 59.76(76) | 0.088(2) | 0.279(3) | н. д. | 0.0050(7) |
0.37 | 16.03 | 56.84 | 60.21 | 0.361 | 0.0028 | ≤0.001 | 0.006 |
(720) | 15.53(16) | 59.20(52) | 63.00(48) | 0.094(2) | 0.411(5) | 0.0001(1) | 0.003(1) |
0.51 | 15.53 | 59.06 | 63.22 | 0.505 | 0.0042 | ≤0.001 | 0.001 |
(910) | 15.69(11) | 60.28(49) | 65.88(51) | 0.012(1) | 0.434(5) | 0.044(1) | 0.002(1) |
0.49 | 15.69 | 60.43 | 65.40 | 0.481 | 0.0043 | ≤0.001 | 0.003 |
(1100) | 15.67(6) | 60.80(28) | 67.14(16) | 0.000(2) | 0.668(8) | 0.063(2) | 0.004(1) |
0.74 | 15.67 | 60.80 | 67.14 | 0.593 | 0.0068 | 0.140 | 0.001 |
(1285) | 15.71(5) | 61.86(19) | 68.23(20) | 0.000(8) | 2.672(30) | 0.139(3) | 0.020(6) |
2.83 | 15.71 | 61.86 | 68.23 | 2.490 | 0.0270 | 0.299 | 0.014 |
(1465) | 15.58(3) | 61.17(15) | 67.30(17) | 0.000(32) | 9.77(11) | 0.747(33) | 0.011(21) |
10.52 | 15.58 | 61.17 | 67.30 | 8.987 | 0.0975 | 1.438 | ≤0.001 |
(1645) | 15.73(5) | 57.00(14) | 62.25(16) | 0.000(37) | 9.74(12) | 2.410(66) | 0.024(24) |
12.17 | 15.73 | 57.00 | 62.25 | 8.297 | 0.0972 | 3.796 | ≤0.001 |
(1820) | 16.28(8) | 53.93(13) | 58.30(26) | 0.000(18) | 1.279(16) | 0.500(19) | 0.027(4) |
1.81 | 16.28 | 53.93 | 58.30 | 1.126 | 0.0128 | 0.646 | 0.024 |
(1990) | 17.99(8) | 51.37(28) | 55.88(42) | 0.000(7) | 0.472(8) | 0.181(7) | 0.051(1) |
0.70 | 17.99 | 51.37 | 55.88 | 0.373 | 0.0048 | 0.277 | 0.045 |
(2150) | 17.24(8) | 53.42(35) | 57.85(39) | 0.007(6) | 0.443(7) | 0.147(6) | 0.030(1) |
0.63 | 17.24 | 53.42 | 57.85 | 0.407 | 0.0045 | 0.191 | 0.028 |
Для наноалмаза Orgueil (CI), наиболее обогащенного низкотемпературным компонентом Xe-P3, как отмечалось выше, вычисления проведены с изотопными составами Хе-Р3 до 1050°С и с Xe-P3(fr) выше этой температуры. Заметим, что максимум выделения низкотемпературного Xe-P3 при пиролизе алмаза Orgueil наблюдается при 480°С (Huss, Lewis, 1994b) и поэтому его возможное масс-фракционирование мы не учитывали.
Все вычисления были проведены при нормировании уравнений к измеренным отношениям 130, 134, 136Xe/132Xe без учета погрешностей их измерений. Поэтому полученные содержания компонентов Хе в наноалмазе приведенных выше метеоритов представляют собой один из вариантов возможных их значений. Тем не менее единый способ определения этих содержаний позволил выявить особенности компонентов ксенона при использовании в расчетах компонента Хе-pr вместо Xe-HL.
РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ
На основании полученных нами содержаний 132Хе компонентов ксенона (табл. 2) и их изотопных составов (табл. 1) были вычислены изотопные отношения 124, 129, 131Xe/132Xe (табл. 3).
Таблица 3.
(T, oC), 132Xe | $\frac{{^{{124}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{126}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{128}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{129}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ | $\frac{{^{{131}}{\text{Xe}}~}}{{^{{132}}{\text{Xe}}}}$ |
---|---|---|---|---|---|
Orgueil (CI) | |||||
(300) | 0.479(11) | 0.420(8) | 8.16(6) | 110.6(3) | 81.72(43) |
1.00 | 0.458 | 0.406 | 8.18 | 103.7 | 81.97 |
(490) | 0.460(2) | 0.407(2) | 8.10(2) | 107.9(3) | 82.36(25) |
14.52 | 0.456 | 0.407 | 8.13 | 104.3 | 82.26 |
(680) | 0.460(2) | 0.407(3) | 8.05(2) | 104.6(3) | 82.49(25) |
11.70 | 0.461 | 0.411 | 8.12 | 104.7 | 82.44 |
(865) | 0.481(6) | 0.413(3) | 8.15(2) | 104.0(3) | 82.42(25) |
3.63 | 0.480 | 0.418 | 8.16 | 104.7 | 82.56 |
(1050) | 0.546(8) | 0.447(6) | 8.31(5) | 103.4(3) | 82.57(25) |
1.59 | 0.580 | 0.461 | 8.45 | 105.6 | 83.22 |
(1235) | 0.726(9) | 0.512(5) | 8.67(3) | 102.8543) | 83.22(25) |
2.38 | 0.740 | 0.524 | 8.77 | 104.4 | 83.61 |
(1420) | 0.762(6) | 0.537(3) | 8.82(3) | 105.0(3) | 83.78(25) |
10.22 | 0.756 | 0.533 | 8.85 | 105.0 | 83.76 |
(1600) | 0.679(5) | 0.531(4) | 8.80(3) | 106.4(3) | 83.75(25) |
4.25 | 0.677 | 0.506 | 8.79 | 105.6 | 83.25 |
(1780) | 0.647(30) | 0.471(24) | 8.93(9) | 105.5(6) | 82.85(37) |
0.30 | 0.632 | 0.492 | 8.89 | 105.8 | 82.60 |
(1950) | 0.593(51) | 0.407(38) | 8.89(20) | 103.7(1.0) | 81.95(86) |
0.09 | 0.665 | 0.504 | 8.84 | 105.9 | 51.45 |
(2060) | 0.726(48) | 0.445(37) | 9.12(16) | 106.5(1.1) | 83.01(76) |
0.12 | 0.696 | 0.514 | 9.01 | 105.1 | 82.80 |
Indarch (EH3-4) | |||||
(325) | 0.623(53) | 0.494(43) | 8.80(15) | 108.2(1.3) | 83.22(79) |
0.14 | 0.684 | 0.495 | 8.90 | 102.1 | 82.02 |
(525) | 0.729(30) | 0.478(27) | 9.25(15) | 110.5(7) | 82.75(77) |
0.37 | 0.731 | 0.517 | 8.96 | 103.0 | 82.64 |
(720) | 0.715(27) | 0.506(20) | 9.27(10) | 111.8(6) | 83.23(56) |
0.51 | 0.765 | 0.535 | 8.84 | 104.3 | 83.78 |
(910) | 0.716(17) | 0.497(17) | 9.05(10) | 110.9(8) | 83.40(31) |
0.49 | 0.790 | 0.545 | 9.00 | 104.5 | 83.64 |
(1100) | 0.775(23) | 0.533(17) | 8.99(6) | 107.7(3) | 83.58(43) |
0.74 | 0.817 | 0.568 | 9.19 | 104.2 | 84.28 |
(1285) | 0.785(10) | 0.560(7) | 9.03(4) | 105.3(3) | 84.12(25) |
2.83 | 0.826 | 0.567 | 9.19 | 106.1 | 84.1 |
(1465) | 0.805(9) | 0.559(3) | 9.05(3) | 106.5(3) | 84.15(25) |
10.52 | 0.817 | 0.565 | 9.12 | 106.7 | 84.33 |
(1645) | 0.760(4) | 0.551(3) | 9.09(3) | 107.3(3) | 83.96(25) |
12.17 | 0.766 | 0.552 | 9.13 | 108.1 | 84.15 |
(1820) | 0.728(14) | 0.508(10) | 9.22(3) | 105.9(3) | 82.43(25) |
1.81 | 0.722 | 0.533 | 9.27 | 106.8 | 82.97 |
(1990) | 0.669(20) | 0.473(14) | 9.92(10) | 99.9(7) | 78.11(28) |
0.70 | 0.693 | 0.514 | 10.00 | 102.5 | 79.72 |
(2150) | 0.675(24) | 0.422(19) | 9.52(9) | 101.8(6) | 79.59(39) |
0.63 | 0.713 | 0.521 | 9.66 | 103.5 | 81.01 |
Подчеркнем, что вычисление отношений 124, 129, 131Xe/132Xe проведено на основании содержаний компонентов ксенона, вычисленных при нормировании уравнений к измеренным отношениям 124, 130, 134, 136Xe/132Xe. Поэтому наличие равенства между вычисленными и измеренными отношениями 124, 129, 131Xe/132Xe зависит от степени смешения избытков легких и тяжелых изотопов ксенона в наноалмазе (см. ниже).
Общий ксенон в наноалмазе метеоритов: содержания компонентов и изотопный состав
Из данных табл. 2 следует, что использование при расчетах компонента Xe-pr вместо Xe-HL привело к резкому изменению содержаний компонентов Хе в наноалмазе метеоритов Orgueil и Indarch. Аналогичная картина наблюдается также для наноалмаза Tieschitz. По относительным содержаниям компонентов ксенона в алмазе каждого метеорита (табл. 4) видно, что доля Xe-pr не превышает 15% даже в наноалмазе Indarch – наиболее обогащенном аномальным по изотопному составу ксеноном по данным в (Huss, Lewis, 1994b).
Основную долю ксенона в алмазе этого метеорита, как и в остальных, составляют Xe-P3, Xe-P3(fr) и Xe-P6. Вероятно, при равных концентрациях всех компонентов Хе в зернах наноалмаза основной массой зерен, по крайней мере, содержащих благородные газы, являются популяции зерен, содержащие почти нормальные по изотопному составу компоненты Xe-P3, Хе-Р3(fr) и Хе-Р6.
Отклонения вычисленных по данным в табл. 2 и 3 изотопных отношений Хе от измеренных для общего Хе в наноалмазе метеоритов показаны на рис. 1.
По оси ординат отложена величина отклонений δ (в ‰), равная ((iXe/132Xe)c/(iXe/132Xe)m – 1) × 1000, где подстрочные индексы c и m показывают вычисленные и измеренные отношения, соответственно. Из данных на рис. 1 видно следующее.
1. Наибольшие положительные отклонения наблюдаются для легких изотопов Хе в наноалмазе Indarch. Они обусловлены, вероятно, дефицитом легких изотопов Хе в результате диффузионных потерь из алмаза при термальном метаморфизме этого метеорита. Минимальные отклонения для наноалмаза метеорита Orgueil (CI), т.е. для наименее измененного наноалмаза в результате процессов термального метаморфизма, показывают, что полученные содержания компонентов Хе при использовании Xe-pr могут быть реальными в наноалмазе метеоритов.
2. Совпадение вычисленных отношений 124, 126Хе/132Хе с измеренными в пределах ±(1–3)σ при нормировании уравнений к измеренным значениям 134, 136Хе/132Хе в первом приближении свидетельствует о единой смеси избытков 124, 126Хе и 134, 136Хе изотопов. Вероятно, эти изотопы Хе, образующиеся соответственно в p- и r-процессах нуклеосинтеза при взрыве сверхновой II типа, были имплантированы в зерна наноалмаза одной популяции. Это предположение согласуется с выводом о единой смеси избытков легких и тяжелых изотопов в Xe-HL (Huss, Lewis, 1994b).
3. Вычисленное отношение 129Хе/132Хе значительно ниже измеренного в наноалмазе Tieschitz. Это занижение обусловлено наиболее вероятно тем, что мы не учитывали 129Хе, образованный в результате радиоактивного распада 129I в зернах наноалмаза и сохранность йода в зависимости от степени метаморфизма родительских тел метеоритов (см., например, Fisenko, Semjonova, 2008; Gilmour и др., 2016).
Содержания компонентов и изотопные отношения ксенона, выделенные при ступенчатом пиролизе наноалмаза метеоритов
Гистограммы дифференциальных выделений 132Хе основных компонентов в зависимости от температуры пиролиза, полученных по данным в табл. 2 и результатам вычислений для наноалмаза Tieschitz, приведены на рис. 2.
Из данных на рис. 2 видно следующее:
(А) При вычислениях с компонентом Xe-pr выделение значительного количества низкотемпературного Хе-Р3 (<1000°C) из наноалмаза наименее термально метаморфизованного метеорита Orgueil (CI) сохраняется. Но при этом наблюдается также высокотемпературное выделение Хе-Р3(fr) для наноалмаза всех трех метеоритов, независимо от петрологического типа. Кроме этого, для наноалмаза Orgueil видно существенное выделение низкотемпературного (<1000°C) Хе-Р6. “Следы” такого Хе-Р6 можно видеть для наноалмаза Tieschitz, но он отсутствует в наноалмазе Indarch. Подобие кинетики выделения низкотемпературных Xe-P3 и Хе-Р6 обусловлено, вероятно, одинаковыми положениями атомов Хе этих компонент в кристаллической структуре зерен алмаза.
(Б) Температуры максимумов выделения Хе-Р3(fr) подобны таковым для Xe-pr при пиролизе наноалмаза всех метеоритов. Из этого подобия может следовать, что имеется одна (или две, но с равной термостабильностью) популяция зерен наноалмаза, содержащая благородные газы Р3 и компонентов pr. В этом случае при смешении этих компонентов изотопный состав ксенона должен быть одинаковым для наноалмаза всех метеоритов при температуре пиролиза выше 1000°C. Этого, однако, не наблюдается, что видно, например, по изменяющейся величине отношения 136Хе/132Хе (рис. 3).
Как видно, средневзвешенное отношение 136Хе/132Хе увеличивается от 0.626 до 0.735 при переходе от слабо термально метаморфизованного метеорита Orgueil (CI) к сильно метаморфизованному Indarch (EH3-4). Следовательно, разрушение популяции зерен наноалмаза с благородными газами Р3 компонента при термальном метаморфизме родительских тел метеоритов происходило в большей степени, чем с компонентом pr. Это различие показывает, что благородные газы этих компонентов содержатся в индивидуальных популяциях зерен алмаза с разной термо-окислительной стабильностью. Отметим, что более высокая величина отношения 136Хе/132Хе, особенно для алмаза Tieschitz, в начале высокотемпературной области пиролиза наноалмазов (рис. 3) также свидетельствует о разной термостабильности зерен наноалмаза с ксеноном компонентов P3 и pr. Сравнение вычисленных изотопных отношений ксенона с измеренными при ступенчатом пиролизе наноалмаза метеоритов Orgueil, Tieschitz и Indarch проведено только для 124–129, 131Хе/132Хе отношений. Остальные отношения Хе были использованы в уравнениях (см. выше) и они в большинстве случаях равны измеренным значениям в пределах ±σ, как это можно видеть по данным в табл. 2 для наноалмазов Orgueil и Indarch. Гистограммы отклонений (в ‰) вычисленных отношений 124–129, 131Хе/132Хе от измеренных в зависимости от интегрального выхода 132Хе для наноалмаза метеоритов показаны на рис. 4. На рисунке показаны также гистограммы, полученные нами по данным в (Huss, Lewis, 1994a).
Заметим, что в некоторых гистограммах не приведены начальные и/или конечные ступени выделения Хе из-за значительных относительных погрешностей измеренных изотопных отношений ксенона. Из приведенных гистограмм следует, что:
(В) Для наноалмаза Orgueil вычисленные изотопные отношения Хе, особенно при использовании компонента Xe-pr, существенно выше измеренных в интервале 63–70% выделения 132Хе. Температура выделения Хе в этом интервале равна 925–1230°C и она соответствует температуре начала интенсивной графитизации зерен наноалмаза. Для наноалмазов Tieschitz и Indarch также наблюдаются повышенные вычисленные значения некоторых изотопных отношений Хе на начальных стадиях выделения основного количества ксенона, начинающегося с температуры пиролиза около 950°С. Возможно, что графитизирующиеся при этих температурах зерна алмаза, например, наиболее мелкие и/или с дефектной кристаллической структурой, обеднены легкими изотопами Хе относительно тяжелых. Связано ли это обеднение, например, с диффузионными потерями легких изотопов Хе и/или с масс-фракционированием при имплантации компонента Xe-pr – открытый вопрос.
(Г) Гистограммы отклонений вычисленных изотопных отношений Хе по данным этой работы и (Huss, Lewis, 1994а) от измеренных подобны между собой для наноалмаза таких разных по химическому классу и петрологическому типу метеоритов как Orgueil (CI), Tieschitz (H3.6) и Indarch (EH3-4). Это подобие показывает, что вычисленные содержания компонентов Хе при использовании Xe-pr или Xe-HL могут быть реальными содержаниями в алмазах этих метеоритов в равной степени. Подчеркнем, однако, что эти компонентные составы Хе, как показано выше (см. табл. 4), существенно различаются относительными содержаниями компонентов Хе.
(Д) Вычисленные отношения 129Хе/132Хе значительно ниже измеренных в наноалмазе всех метеоритов, причем на начальных стадиях выделения ксенона. Вероятно, радиоактивный 129I, предшественник избыточного 129Хе, содержался, в основном, в поверхностной области зерен наноалмаза.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Впервые определены содержания основных компонентов ксенона – Xe-P3, Xe-P3(fr), Xe-P6 и компонента Xe-pr вместо Xe-HL, используя данные Huss, Lewis (1994а) для ксенона в наноалмазе таких метеоритов как Orgueil (CI), Tieschitz (H3.6) и Indarch (EH3-4). Компонент Xe-pr – это избыточная доля изотопов Хе в Xe-HL относительно Xe-P3(fr) и в основном состоит из изотопов 124, 126, 134, 136Хе, образующихся в р- и r-процессах нуклеосинтеза при взрыве сверхновой II типа. Анализ вычисленных содержаний компонентов и изотопных отношений ксенона показал следующее.
1. Основным компонентом Xe в наноалмазе метеоритов является Xe-P3(fr) и температура максимума его выделения, как и компонентов Хе-pr, Xe-P6, выше 1100°C, независимо от петрологического типа метеоритов. Вычисления для наноалмаза Orgueil показали наличие относительно низкотемпературного Хе-Р6 (<1000°C). Отсутствие такого Xe-P6 в алмазе термально метаморфизованного метеорита Indarch (EH3-4) является основанием для предположения о подобии процесса(ов) захвата благородных газов компонентов Р6 и Р3 зернами наноалмаза.
2. Относительные содержания Xe-pr в наноалмазе метеоритов находятся в интервале 5–15% от общего содержания ксенона в алмазе каждого из метеоритов. Этот интервал существенно меньше такового для Xe-HL (32–87%) по данным в (Huss, Lewis, 1994b). Следовательно, при использовании компонента Xe-pr масса зерен наноалмаза с благородными газами компонентов Р3(fr) и Р6 также будет существенно больше массы зерен с компонентом pr, если концентрации атомов ксенона в зернах наноалмаза одинаковы для всех его компонентов.
3. Для смеси Хе-pr с Хе-P3(fr) cредневзвешенные значения отношения 136Хе/132Хе в высоко-температурной области пиролиза наноалмазов Orgueil (CI), Tieschitz (H3.6) и Indarch (EH3-4) находятся в ряду 0.626, 0.690 и 0.735, соответственно. Увеличение отношения 136Хе/132Хе с увеличением температуры метаморфизма этих метеоритов (в °C: 100, 460 и 630, соответственно (Huss, Lewis, 1994b)) указывает на то, что ксенон компонентов, по крайней мере, pr и Р3, содержится в индивидуальных популяциях зерен алмаза с разной термо-окислительной стабильностью.
4. Изотопные отношения 124–128, 131Xe/132Xe и 130–136Xe/132Xe для всего Хе в наноалмазе, вычисленные на основании полученных содержаний компонентов ксенона с Xe-pr, равны измеренным в пределах ±18 и ±4‰, соответственно.
5. Отклонения изотопных отношений Xe, полученных при использовании в расчетах Xe-pr и Xe-HL, от измеренных в основном сопоставимы между собой. Следовательно, содержания компонентов Хе в наноалмазе метеоритов, вычисленные с компонентами Xe-pr или Xe-HL, могут быть реальными в равной степени, При этом, однако, относительные содержания компонентов ксенона существенно различны между собой, что необходимо иметь в виду при разработках моделей образования популяций зерен наноалмаза с разными компонентами благородных газов.
Полученные нами и в статье (Huss, Lewis, 1994b) данные о содержаниях и кинетике выделения компонентов ксенона в наноалмазе метеоритов при использовании изотопных составов Xe-pr и Xe-HL, соответственно, наиболее вероятно показывают предельные их значения. Косвенным критерием выбора реальных свойств компонентов ксенона в настоящее время могут быть результаты анализов изотопного состава углерода во фракциях зерен наноалмаза метеорита Allende (Lewis и др., 2019). Согласно этим результатам доля зерен наноалмаза, обогащенных изотопом 13С и образованных, вероятно, при взрыве сверхновой II типа, от всего наноалмаза в этом метеорите должна быть менее 1%. Поэтому реальные свойства компонентов Хе в наноалмазе метеоритов наиболее вероятно подобны полученным при использовании в расчетах Xe-pr из-за существенно меньшего его относительного содержания по сравнению с компонентом Xe-HL.
Список литературы
Clayton D.D. Of origin of heavy xenon in meteoritic diamonds // Astrophys. J. 1989. V. 340. P. 613–619.
Fisenko A.V., Semjonova L.F. About 129Xe* in meteoritic nanodiamonds // Geochim. et Cosmochim. Acta. 2008. V. 72. P. 4177–4183.
Gilmour J.D., Holland G., Verchovsky A.B., Fisenko A.V., Crowther S.A., Turner G. Xenon and iodine reveal multiple distinct exotic xenon components in Efremovka ‘‘nanodiamonds” // Geochim. et Cosmochim. Acta. 2016. V. 177. P. 78–93.
Heymann D., Dziczkaniec M. Xenon from intermediate zones of supernovae // Proc. 10th Lunar and Planet. Sci. Conf. Houston. 1979. P. 1943–1959.
Howard W.M., Meyer B.S., Clayton D.D. Heavy-element abundances from a neutron burst that produces Xe-H // Meteoritics. 1992. V. 27. P. 404–412.
Huss G.R., Lewis R.S. Noble gases in presolar diamonds I: Three distinct component and their implication for diamond origins // Meteoritics. 1994a. V. 29. P. 791–810.
Huss G.R., Lewis R.S. Noble gases in presolar diamonds II: Component abundances reflect thermal processing // Meteoritics. 1994b. V. 29. P. 811–829.
Huss G.R., Ott U., Koscheev A.P. Noble gases in presolar diamonds III: implantation experiments with synthetic nanodiamonds // Meteorit. and Planet. Sci. 2008. V. 43. P. 1811–1826.
Lewis R.S., Amari S.A., Anders E. Interstellar grains in meteorites. II. SiC and its noble gases // Geochim. et Cosmochim. Acta. 1994. V. 58. P. 471–494.
Lewis J.B., Floss C., Isheim D., Daulton T.L., Seidman D.N., Ogliore R. Origins of meteoritic nanodiamonds investigated by coordinated atom-prob tomography and transmission electron microscopy studies // Meteorit. and Planet. Sci. 2019. P. 1–22.
Ott U. Interstellar diamond xenon and time scales of supernova ejecta // Astrophys. J. 1996. V. 463. P. 344–348.
Rayet M., Arnold M., Hashimoto M., Prantzos N., Nomoto K. The p-process in type II supernovae // Astron. and Astrophys. 1995. V. 298. P. 517–527.
Thielemann F.K., Eichler M., Panov I.V., Wehmeyer B. Neutron star mergers and nucleosynthesis of heavy elements // Science. 2017. V. 67. P. 253–274.
Дополнительные материалы отсутствуют.
Инструменты
Астрономический вестник