1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геохимия
  4. T. 67, № 6, 2022

Геохимия, 2022, T. 67, № 6, стр. 526-533

Наноалмаз метеоритов: концентрации и кинетика выделения возможных исходных компонентов ксенона

А. В. Фисенко a, *, Л. Ф. Семенова a

a Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, ГСП-1
119991 Москва, ул. Косыгина, 19, Россия

* E-mail: anat@chgnet.ru

Поступила в редакцию 20.05.2021
После доработки 21.10.2021
Принята к публикации 24.10.2021

Полный текст (PDF)

Аннотация

Неопределенность изотопных составов исходных (первичных) компонентов ксенона, образующих его измеренный состав, в наноалмазе метеоритов требует более углубленного анализа этих данных и моделирования с использованием различных исходных составов. В этой работе нами впервые проведен анализ содержаний компонентов ксенона в обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов Orgueil (С1) и Indarch (ЕН3-4). Эти содержания были вычислены в предположении, что Хе-HL и Хе-Р6е состоят из смеси Хе-Р3 и аномальных по изотопному составу субкомпонентов, обозначенных нами как Хе-pr1 и Xe-pr2, соответственно. Две последние компоненты могли быть образованы в р- и r-процессах нуклеосинтеза при взрыве одной из сверхновых II типа. Изотопные составы компонентов Хе-pr1 и Xe-pr2 были вычислены в предположении, что в компонентах Хе-HL и Xe-P6e почти изотопно нормальной компонентой является Хе-Р3. На основании вычисленных содержаний исходных Хе-Р3, Хе-pr1 и Xe-pr2 компонентов в наноалмазе таких метеоритов как Indarch (ЕН3-4) и Orgueil (С1) установлено следующее: 1. Каждая из компонентов Xe-pr1, Xe-pr2 и Xe-P3 находится в индивидуальных популяциях зерен алмаза с разной термоокислительной стабильностью. По относительному содержанию компонентов ксенона основным из них является Xe-P3. 2. Различия между компонентами Xe-pr1 и Xe-pr2 по значениям изотопных отношений 124Хе/136Хе и 134Хе/136Хе обусловлены, вероятно, по модели Отта (Ott, 1969), ограничением продолжительности образования изотопов Хе в результате распада их радиоактивных предшественников с момента взрыва сверхновой до их захвата: для Xe-pr2 равны 1.89 ч, тогда как для Xe-pr1 – 2.17 ч. Предполагается, что фазы носители с компонентами Xe-pr1 и Xe-pr2 образованы в различных турбулентных зонах смешения фрагментов внешних и внутренних слоев сверхновых II типа.

Ключевые слова: наноалмаз метеоритов, изотопный состав ксенона, содержания исходных компонентов ксенона

ВВЕДЕНИЕ

В наноалмазе метеоритов каждый из благородных газов – это смесь нескольких его компонентов с различными изотопными составами (Huss, Lewis, 1994a). Эта особенность обусловлена разными астрофизическими источниками газов и процессами их нуклеосинтеза. Выделить в чистом виде и идентифицировать исходные (первичные) индивидуальные компоненты благородных газов также как и анализировать Хе в отдельных зернах в настоящее время не представляется возможным из-за нанометровых размеров зерен алмаза (в среднем 26 Å) (Lewis et al., 1989) и крайне низких содержаний благородных газов в индивидуальных зернах. Тем не менее, возможные изотопные составы компонентов благородных газов, в частности ксенона, были определены на основании корреляционного анализа измеренных изотопных отношений ксенона, выделенного при ступенчатом пиролизе из обогащенных наноалмазом фракций различных метеоритов (Huss, Lewis, 1994a). Полученные изотопные составы компонентов ксенона были обозначены как Xe-P3, Xe-HL, Xe-P6 или Xe-P6exotic (далее обозначена как Xe-P6е) и Xe-S. При определении изотопных составов для Xe-P3 и Xe-P6 отношение 136Xe/132Xe было принято равным 0.31 (близко к минимально измеренному), тогда как для Xe-HL и Xe-P6e – 0.70 (близко к максимально измеренному) и 0.55, соответственно. Этими авторами было получено, что компоненты Xe-P3 и Xe-P6 имеют почти “нормальные” изотопные составы, т.е. они подобны солнечному составу ксенона, но несколько различны между собой, тогда как компоненты Xe-HL и Xe-P6e изотопно-аномальны из-за резкого обогащения легкими (124, 126Хе) и тяжелыми (134, 136Хе) изотопами по сравнении с солнечным составом. Одновременное обогащение ксенона этими изотопами обусловлено некоторой (дополнительной) долей этих изотопов, образованных, наиболее вероятно, при взрыве сверхновой II типа. Источником изотопов 124,126Хе предполагается p-процесс (фоторасщепление) во внутренних оболочках сверхновой (Rayet et al., 1995), тогда как изотопы 134, 136Хе образуются при быстром процессе захвата нейтронов (r-процесс), например, при “мини r-процессе” в С- и Не-оболочках сверхновой (например, (Heymann, Dziczkaniec, 1979; Clayton, 1989; Howard et al., 1992). Избытки всех тяжелых изотопов (т.е. “ ветвь” Xe-H) компонента Xe-HL могли быть образованы также при классическом r-процессе при взрыве сверхновой, но с ограниченным временем образования изотопов ксенона в результате распада их радиоактивных предшественников (Ott, 1996), которые могли отделяться от продуктов распада. Возможны и другие астрофизические источники избыточных изотопов Xe-HL и Xe-P6e. Предполагается, например, что образование почти всех обогащенных нейтронами изотопов могло произойти в r-процессе при слиянии (поглощении) нейтронных звезд (Thielemann et al., 2017). Тем не менее сверхновые II типа как единый источник всех избыточных изотопов в компонентах Xe-HL и Xe-P6e и содержащих их зерна наноалмаза в настоящее время представляется предпочтительным. Отметим, что пока не удается разделить между собой зерна алмаза с избытками только легких или тяжелых изотопов ксенона. Промежуточные по массе 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 цепочки последовательных б-распадов, образующихся в r-процессе нейтронно-избыточных ядер останавливаются на стабильном изотопе 130Te. Таким образом, Xe-HL и Xe-P6e – это смесь изотопов ксенона, образованных в разных процессах нуклеосинтеза и , возможно, в астрофизических источниках. В настоящее время общепринято, что аномальные по изотопному составу компоненты ксенона – это смесь двух субкомпонентов: почти “нормального” по изотопному составу ксенона и аномального, обусловленного изотопами ксенона, образованными в вышеупомянутых процессах.

Поэтому изотопный состав аномальных субкомпонентов можно определить, вычитая из состава компонентов Xe-HL и Xe-P6e их изотопно-“нормальную” составляющую, нормируя ее к содержанию всего 130Хе. Изотопный состав “нормального” ксенона принимается равным, например, составу солнечного ксенона (Ott, 1996) или Хе-Р3. Использование Хе-Р3 более предпочтительно, т.к. состав этой компоненты является одним из конечных членов почти линейной зависимости на трех изотопном графике 134Хе/132Хе и 136Хе/132Хе, на основании которой был определен изотопный состав Xe-HL (Huss, Lewis, 1994a). Может ли и при каких условиях после взрыва сверхновой образоваться индивидуальная популяция зерен наноалмаза только с аномальными субкомпонентами ксeнона – открытые вопросы. Возможно, например, что предшественником этих зерен была углеродная фаза с сорбированными изотопами ксенона, образованными в p- и r-процессах нуклеосинтеза. Образование наноалмаза из этой фазы могло произойти, например, в результате ультрафиолетового облучения.

Возможность образования наноалмаза из органического вещества в молекулярном облаке под действием ультрафиолетового облучения была показан, на пример, в работе (Kouchi A. et al., 2005). Также может быть, что аномальный и изотопно нормальный Хе были смешаны и стали единым компонентом до имплантации в зерна алмаза. Впервые содержания компонентов Xe-P3, Xe-P6 и Xe-HL были вычислены на основании данных для благородных газов, полученных при ступенчатом пиролизе обогащенных наноалмазом фракций различных метеоритов в работе (Huss, Lewis, 1994а).

Анализ вычисленных содержаний компонентов Xe-P3, Xe-P6 и Xe-HL и кинетики их выделения при ступенчатом пиролизе наноалмаза различных метеоритов показал следующие их основные особенности (Huss, Lewis, 1994b). Выделение Хе-Р3 из наноалмаза наименее термально метаморфизованных метеоритов, например Orgueil (CI), является бимодальным с максимумами выделения около 500 и 1420°С. Компоненты Xe-HL и Xe-P6 – высокотемпературные с максимумами выделения в интервале 1400–1650°С, причем Xe-P6 несколько более высоко температурный, чем Xe-HL. С увеличением степени термального метаморфизма родительских тел метеоритов содержание компонента Хе-Р3 резко уменьшается. Так, например, в наноалмазе метеорита Indarch (EH3-4), испытавшего термальный метаморфизм при 630°С, Хе-Р3 практически не наблюдается. Вероятно, что эти особенности выделения и содержаний компонентов ксенона изменятся, если, в частности, использовать вместо компонента Xe-HL его аномальную по составу субкомпоненту при оставшихся без изменений остальных компонентов Хе-Р3, Xe-P6 и Xe-S. Это было показано нами при анализе ксенона в обогащенных наноалмазом фракциях таких разных метеоритах как Orgueil (CI), Tieschitz (H3.6) и Indarch (EH3-4) (Фисенко и Семенова, 2020). Выбор этих метеоритов из исследованных в работе (Huss, Lewis, 1994а) обусловлен тем, что родительское тело метеорита Orgueil испытало наиболее сильные водные изменения при слабом термальном метаморфизме (около 100°С), тогда как метеорита Indarch – наиболее сильный термальный метаморфизм (около 630°С). Родительское тело обыкновенного хондрита Tieschitz (H3.6) испытало более слабый термальный метаморфизм, чем Indarch. Использование аномальной субкомпоненты вместо Xe-HL привело к предполагаемому существенному увеличению содержания высокотемпературного изотопно-нормального компонента Xe-P3 в указанных метеоритах по сравнению с таковыми в работе (Huss, Lewis, 1994б). Эти различия могут привести к разным сценариям происхождения и процессов захвата компонентов ксенона в наноалмазе метеоритов.

В данной работе мы приводим результаты вычислений содержаний компонентов ксенона в обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов Orgueil (CI) и Indarch (EH3-4) при использовании аномальных субкомпонентов (вместо Xe-HL и Xe-P6), отнесенных нами к возможным исходным компонентам и обозначенных далее как Xe-pr1 и Xe-pr2. Полученные данные были использованы для анализа кинетики выделения этих компонентов Хе при ступенчатом пиролизе, а также для установления их возможных фаз носителей.

ВЫЧИСЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЙ ВОЗМОЖНЫХ ИСХОДНЫХ КОМПОНЕНТОВ КСЕНОНА В ОБОГАЩЕННЫХ НАНОАЛМАЗОМ ФРАКЦИЯХ МЕТЕОРИТОВ

Вычисления содержаний компонентов ксенона Xe-P3, Xe-pr1 и Xe-pr2 проведены на основании измеренных содержаний 132Xe и изотопных отношений ксенона, выделенного при ступенчатом пиролизе наноалмаза Orgueil (CI) и Indarch (EH3-4) в работе (Huss, Lewis, 1994a). Использованные для вычислений изотопные составы компонентов ксенона приведены в таблице 1.

Таблица 1.  

Изотопный состав компонентов ксенона (132Хе ≡ 100)

Компоненты 124Xe 126Xe 128Xe 129Xe 130Xe 131Xe 134Xe 136Xe
HL* 0.842(9) 0.569(9) 9.05(6) 105.6(2) 15.44(3) 84.42(13) 63.61(13) 70
P3* 0.451(6) 0.404(4) 5.06(2) 104.2(4) 15.91(2) 82.32(10) 37.70(10) 31.0
S** 0 0.033(19) 21.59(14) 11.8(1.1) 48.26(42) 18.6(1.2) 2.22(53) 0.34
Р6е* 0.687(8) 0.521(8) 8.99(5) 107.8(2) 15.89(3)*** 83.55(13) 51.80(13) 55
pr1 13.68 5.99 41.57 151.6 0 153.4 914.8 1351
pr2 47.38 20.49 193.0 820.1 0 326.9 2842 4804

* Huss, Lewis, 1994a; ** Lewis et al., 1994; *** При вычислениях использовали 130Хе/132Хе = 15.83.

Важно подчеркнуть, что изотопные составы исходных компонентов Xe-pr1 и Xe-pr2 были получены в предположении, что содержания 130Хе в компонентах Xe-HL и Xe-P6e обусловлены только компонентом Xe-РЗ. Поэтому ксенон компонентов Xe-pr1 и Xe-pr2 состоит в основном из 124–126Xe и 134–136Xe, которые, как отмечалось выше, были образованы в p- и r-процессах, например, при взрыве сверхновой типа II. При вычислениях учитывалось, что благородные газы в обогащенных алмазом фракциях содержат также Xe-S, изотопы которого образованы в s-процессах нуклеосинтеза, и содержатся в зернах SiC, присутствующих как примеси в небольших количествах в этих фракциях. Вычисления проводились по следующим уравнениям:

(1)
$X + Z + Y + V = {{\left[ {^{{{\text{132}}}}{\text{Xe}}} \right]}_{m}};$
(2)
$\begin{gathered} {{\left( {^{{{\text{130}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{{\text{P3}}}}} \times X + {{\left( {^{{{\text{130}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{\text{S}}}} \times V = \\ = {{\left( {^{{{\text{130}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{m}} \times {{\left[ {^{{{\text{132}}}}{\text{Xe}}} \right]}_{m}}; \\ \end{gathered} $
(3)
$\begin{gathered} {{\left( {^{{{\text{134}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{{\text{P3}}}}} \times X + {{\left( {^{{{\text{134}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{{\text{pr2}}}}} \times Z + \\ + {{\left( {^{{{\text{134}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{{\text{pr1}}}}} \times Y + {{\left( {^{{{\text{134}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{\text{S}}}} \times V = \\ = {{\left( {^{{{\text{134}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{m}} \times {{\left[ {^{{{\text{132}}}}{\text{Xe}}} \right]}_{m}}; \\ \end{gathered} $
(4)
$\begin{gathered} {{\left( {^{{{\text{136}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{{\text{P3}}}}} \times X + {{\left( {^{{{\text{136}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{{\text{pr2}}}}} \times Z + \\ + \,\,{{\left( {^{{{\text{136}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{{\text{pr1}}}}} \times Y{\text{ }} + {{\left( {^{{{\text{136}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{{\text{S}}}} \times V = \\ = {{\left( {^{{{\text{136}}}}{\text{Xe}}{{{\text{/}}}^{{{\text{132}}}}}{\text{Xe}}} \right)}_{m}} \times {{\left[ {^{{{\text{132}}}}{\text{Xe}}} \right]}_{m}}; \\ \end{gathered} $
где переменные X, Z, Y, V – это содержания 132Xе компонентов Xe-P3, Xe-pr2, Xe-pr1 и Xe-S, соответственно. Индексы Р3, pr2, S и pr1 относятся к изотопному составу компонентов ксенона (табл. 1), а индекс m – к измеренным содержаниям 132Хе и изотопным отношениям ксенона при пиролизе сепаратов метеоритов в работе (Huss, Lewis, 1994а).

Вычисления содержаний выделенных компонентов ксенона для каждой температурной ступени пиролиза проводились путем нормирования уравнений (1–4) к измеренным изотопным отношениям 130, 134, 136Xe/132Xe для данной ступени в работе (Huss, Lewis, 1994а). При вычислениях содержаний компонентов ксенона нами использовались изотопные составы этих компонентов без их погрешностей. Это связано с тем, что эти составы должны быть постоянными не зависимо от температуры их выделения при пиролизе алмазных фракций и типа метеоритов, из которых эти фракции были выделены. Вместе с тем измеренные изотопные отношения Хе, использованные для нормирования вышеприведенных уравнений (1–4), привлекались с их погрешностями по данным (Huss, Lewis, 1994а) для обогащенных наноалмазом фракций метеоритов Orgueil (CI) и Indarch (EH3-4).

РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

Из данных в табл. 1 следует, что значения отношений 124Хе/136Хе для компонента Xe-pr1 выше, чем для Xe-pr2 на (2.7 ± 0.2)%, а для отношения 134Хе/136Хе это превышение составляет (14.4 ± 0.3)%. Согласно модели Отта (Ott, 1996) наблюдаемые различия связаны с разными периодами полураспада радиоактивных предшественников 124Хе, 134Хе и 136Хе. Согласно этой модели различия между изотопными составами Xe-pr1 и Xe-pr2 обусловлены ограничением продолжительности образования изотопов Хе в результате распада их радиоактивных предшественников с момента взрыва сверхновой до их захвата. На основании периодов полураспада и содержаний радиоактивных предшественников ксенона расчеты временных интервалов образования компонентов Xe-pr2 и Xe-pr1 показали, что они равны 1.89 и 2.17 ч, соответственно, при взрыве одной из сверхновой II типа. Отметим, что выявленная Оттом (Ott, 1996) проблема несоответствия времени образования аномальной компоненты Хе-HL с величиной отношения 132Хе/136Хе в этом компоненте остается также и в компоненте Xe-pr1. Решение указанной проблемы находится вне рамок данной статьи. Возможно также, что компоненты Xe-pr1 и Xe-pr2 были образованы при взрыве разных сверхновых II типа (Gilmour et al., 2005). Источником популяции зерен Xe-P3 является, вероятно, молекулярное облако ( например, Huss, Lewis, 1994а) и основными факторами образования зерен наноалмаза могут быть ультрафиолетовое излучение и ударные волны. Вариации вычисленных содержаний 132Хе компонентов Xe-P3, Xe-pr1, Xe-pr2 и Хе-S, выделенных при ступенчатом пиролизе обогащенных наноалмазом фракций Orgueil (CI) и Indarch (EH3-4), представлены графически (рис. 1).

Рис. 1.

Вычисленные содержания 132Xe в компонентах ксенона в обогащенных наноалмазом фракциях Orgueil и Indarch. Обозначения: 1 – Orgueil, 2 – Indarch; а, б, в, г – компоненты Xe-P3, Xe-pr1, Xe-pr2, Xe-S.

На этом рисунке, также как и на остальных (см. ниже), вычисленные содержания компонентов ксенона, для которых ошибки вычислений превышают их значения, приведены без их погрешностей. Суммарные значения 132Хе для всех компонентов приведены в табл. 2.

Таблица 2.  

Вычисленные содержания 132Xe и суммы всех изотопов компонентов ксенона (10–8 см3/г)

Изотопы Xe-P3 Xe-pr1 Xe-pr2 Xe-S Сумма
Orgueil (CI), 132Xe = 49.8*
132Xe 49.299 0.3232 0.02586 0.05163 49.7
124–136Xe 187.36 8.83 2.368 0.1047 198.67
Indarch (EH3-4), 132Xe = 30.91*
132Xe 30.203 0.46612 0.08833 0.1572 30.91
124–136Xe 114.78 12.735 8.09 0.3188 135.92

* Измеренные общие содержания 132Xe в обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов по данным в Huss, Lewis, 1994а.

Здесь приведены также содержания всех изотопов ксенона для каждого компонента. Из приведенных данных можно видеть, что содержание Xe-P3 значительно превышает содержания других компонентов в алмазных фракциях обоих метеоритов (табл. 2).

Кинетика выделения возможных исходных компонентов ксенона

Ступенчатый пиролиз обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов Orgueil и Indarch в работе (Huss, Lewis, 1994а) был проведен при почти одинаковых условиях, а именно: температурный интервал ступеней пиролиза (около 185°С) и продолжительность нагрева на каждой ступени (10 мин – до 800°С, 5 мин – от 800 до 1800°С и 3 мин – выше 1800°С) (Huss, Lewis, 1994а). На основании полученных при этом данных анализ гистограмм дифференциальных выделений вычисленных нами содержаний компонентов Xe-P3, Xe-pr1, Xe-pr2, а также Хе-S для обогащенных наноалмазом этих фракций (рис. 2, 3,4) показал следующее:

Рис. 2.

Гистограммы дифференциальных выделений 132Xe компонента Хе-Р3, вычисленного для обогащенных наноалмазом фракций Orgueil и Indarch.: 1 – Orgueil, 2 – Indarch. Погрешности вычислений содержаний Хе-Р3 на каждой ступени пиролиза в основном не превышают 1% от приведенных значений.

Рис. 3.

Гистограммы дифференциальных выделений 132Xe компонентов ксенона, вычисленных для обогащенных наноалмазом фракций Orgueil. Обозначения: 1, 2, 3 – компоненты Xe-pr1, Xe-pr2, Хе-S. Погрешности вычислений содержаний компонентов ксенона, превышающих их величину на рис. 3, а также рис. 4, не приведены.

Рис. 4.

Гистограммы дифференциальных выделений 132Xe компонентов ксенона, вычисленных для обогащенных наноалмазом фракций Indarch. Обозначения – см. на рис. 3.

1. Использование компонентов Xe-pr1 и Xe-pr2 вместо компонентов Xe-HL и Xe-P6е привело к следующему расположению температур максимумов выделения этих компонентов, а также Xe-P3 (рис. 2, 3, 4). При температуре выше 1000°С, т.е. при начале интенсивной графитизации зерен наноалмаза, температуры максимумов скорости выделения компонентов Xe-P3 и Xe-pr1 из Orgueil совпадают, и они меньше, чем таковые для Xe-pr2. Такая же картина наблюдается для Xe-HL и Хе-Р3 при пиролизе наноалмаза метеорита Orgueil (Huss, Lewis, 1994б). Для Indarch наблюдается другая картина, здесь температура максимума выделения Xe-P3 совпадает c Xe-pr2 и эта температура выше, чем таковая для Xe-pr1. Наблюдаемые различия в температурах максимумов выделения компонентов ксенона в таких разных метеоритах по термальной истории как Orgueil и Indarch указывают на то, что компоненты ксенона находятся в индивидуальных популяциях зерен наноалмаза с разной термо-окислительной стабильностью. Меньшая термостабильность аномальных компонентов Xe-pr1 относительно Xe-pr2 следует также из уменьшения величин отношения (Xe-pr1)/(Xe-pr2), которые равны 3.30 ± 1.14 и 1.54 ± 0.20 для алмаза Orgueil и Indarch (табл. 2).

2. Относительная доля выделенного Xe-pr2 до температуры максимума из Orgueil существенно выше, чем из Indarch (50.0 и 28.7%, соответственно). Это превышение показывает, что, вероятно, некоторые зерна с Xe-pr2 в Orgueil имеют более низкую температуру графитизации из за более высокой дефектности, обусловленной процессами окисления при метаморфизме. Поэтому наблюдаемое самое низко температурное выделение Xe-pr2 (около 680°С) (рис. 3) является наиболее вероятно результатом графитизации наиболее дефектных зерен и/или поверхностной части этих зерен.

3. Более высокая температура выделения основной доли Хе-pr2, чем Xe-pr1 из обогащенных наноалмазом фракций Orgueil и Indarch может быть обусловлена тем, что первая содержится в зернах наноалмаза с менее дефектной кристаллической решеткой. На рис. 3 можно видеть, что в температурном интервале выделения основного количества Хе-pr2 наблюдается выделение Xe-S из обоих метеоритов (рис. 3 и 4). Существенно отметить, что для Indarch резкое увеличение концентрации выделения Xe-S в ступенях выше 1650°С практически не сопровождается таковым для Хе-pr2. Почти такая же картина наблюдается и для Orgueil, а именно, после 1600°С содержание Хе-pr2 также почти отсутствует при увеличенном содержания Xe-S, хотя и в меньшей степени, чем для Indarch. Здесь важно отметить следующее. Все обогащенные алмазом фракции метеоритов, исследованные в работе (Huss, Lewis, 1994а), в том числе Orgueil и Indarch, данные которых мы использовали, были выделены из коллоидно-подобной взвеси, полученной в результате диспергирования НF–HCL остатков вещества метеоритов в слабо щелочном растворе. Такая сепарация позволяет отделять зерна алмаза от относительно крупнозернистых кислотостойких остатков. По данным (Huss, Lewis, 1994а) в обогащенных алмазом фракциях также наблюдаются 22Ne-E и Xe-S, что свидетельствует о наличие зерен SiC, которые из за нахождения в коллоидно-подобной взвеси должны иметь крайне малые размеры. По данным для Indarch на рис. 3 можно видеть, что скорости выделения Xe-S в температурных интервалах до 1650°С и после 1650°С резкое различны (в последующем – низкотемпературные и высокотемпературные части пиролиза, соответственно). Аналогичная картина выделения наблюдается и для Orgueil. Вероятно, что зерна SiC, выделенные из коллоидно-подобной взвеси, по их размерам и по концентрациям Xe-S можно разделить на две части – на “мелкозернистые”, из которых десорбция Xe-S происходит до 1650°С, и “грубозернистые” – выше 1650°С.

Важно отметить, что зерна SiC, образованные при взрыве сверхновой II типа и обозначенные как зерна типа SiC-Х, были обнаружены в кислотно нерастворимом остатке метеорита Murchison (СМ2) (см. например, Hoppe et al., 2019). Имеются ли зерна типа SiC-Х в обогащенных наноалмазом фракциях Orgueil и Indarch и содержат ли они или нет Хе-pr2 или Хе-pr1 – все эти вопросы являются открытыми из за больших погрешностей вычисленных содержаний Xe-S на данном этапе исследования. Резкие различия кинетики выделения Xe-S из алмазных фракций (рис. 3 и 4) свидетельствует о резком различии термостабильности зерен SiС в окислительных и восстановительных условиях при термальном метаморфизме родительских тел этих метеоритов. Отсутствие резкого уменьшения содержания Xe-S в мелко зернистых зернах SiС по сравнению с крупными зернами в алмазной фракции Orgueil можно объяснить их сильной экранировкой веществом матрицы. Влияние процессов окисления на “мелкие зерна” SiC все же проявилось в появлении наиболее низкотемпературного выделения Xe-S в Orgueil с максимумом при 490°С (рис. 3). Отсутствие этих низкотемпературных выделений компонентов ксенона из Indarch свидетельствует либо о разрушении наиболее дефектных зерен SiC, либо о десорбции ксенона.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Анализ вычисленных содержаний компонентов Xe-pr1 и Xe-pr2 , использованных вместо Xe-HL и Xe-P6, а также Хе-Р3 и Хе-S в обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов Orgueil (CI) и Indarch (EH3-4), показал следующее.

1. Компоненты Xe-pr1 и Xe-pr2, а также Xe-P3, наиболее вероятно, находятся в индивидуальных популяциях зерен наноалмаза с разной термоокислительной стабильностью.

2. Выделение низко температурного Хе-S (около 490°С) из метеорита Orgueil показывает, что процессы окисления в родительских телах метеоритов приводят к дефектности некоторой доли зерен SiC больше, чем зерен наноалмаза и, тем самым, к более низкой температуре выделения газов при пиролизе в лабораторных условиях.

3. Различия между компонентами Xe-pr1 и Xe-pr2 по значениям изотопных отношений 124Хе/136Хе и 134Хе/136Хе могут быть объяснены на основании модели Отта (Ott, 1969) ограничением продолжительности образования изотопов ксенона в результате распада их радиоактивных предшественников с момента взрыва сверхновой до их захвата фазами носителями. В этом случае эти интервалы времени образования для Xe-pr2 равны 1.89 ч, тогда как для Xe-pr1 – 2.17 ч. Возможно, что фазы носители с компонентами Xe-pr1 и Xe-pr2 были образованы в различных по продолжительности существования и химическим составам турбулентных зонах смешения фрагментов внешних и внутренних слоев одной из сверхновой II типа при ее взрыве. Популяция зерен с почти изотопно нормальной компонентой Xe-P3 была образована, вероятно, в молекулярном облаке, содержащем продукты нуклеосинтеза различных изотопов ксенона.

Таким образом, успешное использование аномальных компонентов Xe-pr1, Xe-pr2, а также почти изотопно нормальной компоненты Xe-Р3 при анализе компонентного состава ксенона в наноалмазе метеоритов Orgueil (CI) и Indarch (EH3-4), показало, что происхождения компонентов ксенона можно ограничить двумя астрофизическими источниками, а именно, одной из сверхновых II типа и молекулярным облаком. При этом фазами носителями всех этих компонентов являются, наиболее вероятно, индивидуальные популяции нанозерен алмаза, различающиеся степенью дефектности их кристаллической решетки.

Авторы признательны рецензентам А.Б. Верховскому и В.А. Дорофеевой за важные замечания, учет которых позволил существенно улучшить статью.

Работа выполнена в рамках бюджетной темы № 137-2019-0002 “Минералого-геохимические и космохимические проблемы образования, дифференциации и эволюции внеземного вещества” института геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН.

Список литературы

  1. Фисенко А.В., Семенова Л.Ф. (2020) Наноалмаз метеоритов: альтернативный состав компонентов ксенона. Астрономический вестник 54, (3), 278-288.

  2. Clayton D.D. (1989) Origin of heavy xenon in meteoritic diamonds. Astrophys J. 340, 613-619.

  3. Gilmour J.D., Verchovsky A.B., Fisenko A.V., Holland G. Turner G.V (2005) Xenon isotopes in size separated nanodiamonds from Efremovka: 129Xe*, Xe-P3, and Xe-P6. Geochim. Cosmochim. Acta 69, 4133-4148.

  4. Heymann D., Dziczkaniec M. (1979) Xenon from intermediate zones of supernovae. Proc. 10th Lunar and Planetary Science Conf., Houston 1943-1959.

  5. Hoppe P., Stancliffe R.J., Pignatari M., Amari S. (2019) Isotopic Signatures of Supernova Nucleosynthesis in Presolar Silicon Carbide Grains of Type AB with Supersolar14 N/15 N Ratios. Astrophys. J 887, 1-10.

  6. Howard W.M., Meyer B.S., Clayton D.D. (1992) Heavy-element abundances from a neutron burst that produces Xe-H. Meteoritics 27, 404-412.

  7. Huss G.R., Lewis R.S. (1994a) Noble gases in presolar diamonds I: Three distinct component and their implication for diamond origins. Meteoritics 29, 791-810.

  8. Huss G.R., Lewis R.S. (1994b) Noble gases in presolar diamonds II: component abundances reflect thermal processing. Meteoritics 29, 811-829.

  9. Lewis R.S., Anders E., Draine B.T. (1989) Properties, detectability and origin of interstellar diamonds in meteorites. Nature 339, 117-121.

  10. Lewis R.S., Amari S.A., Anders E. (1994) Interstellar grains in meteorites. II. SiC and its noble gases. Geochim. Cosmochim. Acta 58, 471-494.

  11. Kouchi A., Nakano H., Kouchi A., Nakano H (2005) Novel routes for diamond formation in interstellar ices and meteoritic parent bodies. Astrophys. J. 626, 129-132.

  12. Ott U. (1996) Interstellar diamond xenon and time scales of supernova ejecta. Astrophys. J. 463, 344-348.

  13. Rayet M., Arnold M., Hashimoto M., Prantzos N., Nomoto K. (1995) The p-process in type II supernovae. Astron. Astroph. 298, 517-527.

  14. Thielemann F.K., Eichler M., Panov I.V., Wehmeyer B. (2017) Neutron star mergers and nucleosynthesis of heavy elements. Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 67, 253-274.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геохимия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал