Потенциально первичные компоненты ксенона в обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов: новые изотопные составы и фазы носители

Толық мәтін

ВВЕДЕНИЕ

Исследования благородных газов в обогащенных наноалмазом фракциях (ОНФ) метеоритов – перспективное направление исследования реликтов (досолнечных) зерен протопланетного облака в метеоритном веществе. Использование этих фракций в данном случае обусловлено тем, что содержащийся в них каждый из благородных газов (в частности, ксенон) – это смеси различных по изотопному составу его компонентов, образованных в разных процессах нуклеосинтеза (Huss, Lewis, 1994a). Ранее было показано, что изотопный состав ксенона в ОНФ может быть представлен как смесь его компонентов, обозначенных как Xe-P3, Хе-P6 или Xe-P6e, Xe-HL и Xe-S (Huss, Lewis, 1994b). На основании идентифицированных компонентов ксенона в работе (Huss, Lewis, 1994a) было предположено следующее. Компоненты Xe-P3 и Хе-P6 по изотопному составу подобны солнечному составу, но существенно отличаются между собой по температуре выделения: Xe-P3 выделяется в основном при низкой температуре пиролиза (<800°С), тогда как Хе-P6 – при более высокой (>1100°С). Изотопные составы Xe-HL и Xe-P6e уникальны – каждый из них одновременно обогащен как легкими, так и тяжелыми изотопами ксенона. Оба эти компонента выделяются в основном при высоких температурах (>1100°С), причем Xe-P6e более высокотемпературный. Кинетика выделения компонента Xe-S при пиролизе подобна таковой для Xe-P6e. Из приведенных компонентов только Xe-S можно отнести к первичному (исходному) компоненту ксенона. Здесь и далее к первичным компонентам ксенона мы относим компоненты ксенона, состоящие из изотопов, образованных в одном из процессов нуклеосинтеза или из нескольких разных процессов нуклеосинтеза, которые не могут быть разделены между собой. В случае компонента Xe-S – это медленный процесс захвата нейтронов (s-процесс), например, на стадии эволюции звезд AGB (асимптотическая ветвь гигантов) и его фазой носителем являются зерна SiC (Lewis и др., 1994), а также зерна наноалмаза, генезис которых связан с этими звездами (Verchovsky и др., 2006). Для компонента Xe-P3 астрофизическим источником предполагается молекулярное облако, являющееся результатом смешения, в частности, изотопов ксенона, образованных в различных процессах нуклеосинтеза. Поэтому компонент Xe-P3 также можно отнести, в некоторой степени, к первичному компоненту ксенона. Его фазой носителем принимаются зерна наноалмаза и/или алмазоподобные каемки на этих зернах. Возможность образования этих фаз из органического вещества в молекулярном облаке под действием ультрафиолетового облучения была показана, например, в работе (Kouchi, Nakano, 2005). Относительно низкотемпературное выделение Xe-P3 при ступенчатом пиролизе ОНФ метеоритов обусловлено либо диффузией, в предположении, что ксенон находится в ловушках кристаллической решетки алмазов с низкой энергией активации (Koscheev и др., 2001), либо диффузией (и/или деструкцией) из алмазоподобной каемки (Huss, Lewis, 1994a; Fisenko и др., 2014). Высокотемпературный пик выделения Xe-P3 обусловлен графитизацией зерен наноалмаза. Образование изотопного состава компонента Хе-P6 в настоящее время неясно.

Компоненты Xe-HL и Xe-P6e имеют аномальный изотопный состав из-за резкого обогащения легкими (^124,126Хе) и тяжелыми (^134,136Хе) изотопами по сравнению с солнечным составом. Одновременное обогащение ксенона этими изотопами обусловлено дополнительным содержанием этих изотопов, образованных, наиболее вероятно, при взрыве сверхновой II типа в p-процессе (фоторасщепление) и в классическом или в “мини” r-процессе (быстрый захват нейтронов) (Heymann, Dziczkaniec, 1979; Clayton, 1989; Howard и др., 1992). При классическом r-процессе нуклеосинтеза образование тяжелых изотопов компонента Xe-HL (т. е. “ветвь” Xe-H) происходило в результате кратковременного (около 2 часов) захвата продуктов радиоактивного распада их предшественников с момента взрыва сверхновой II типа (Ott, 1996). Промежуточные по массе изотопы ксенона компонента Xe-HL с массой 128–132, кроме ¹³⁰Хе, образованы в s- и r-процессах нуклеосинтеза. Изотоп ¹³⁰Хе образуется только в s-процессе нуклеосинтеза, так как его образование в r-процессе блокируется стабильным изотопом ¹³⁰Te. Таким образом, Xe-HL и Xe-P6e – это смесь изотопов ксенона, образованных в разных процессах нуклеосинтеза и, возможно, в разных астрофизических источниках.

В настоящее время общепринято считать, что компоненты ксенона с аномальным изотопным составом – это смесь двух субкомпонентов: почти “нормального” по изотопному составу ксенона и образованного в p- и r-процессах нуклеосинтеза аномального ксенона (см., например, Ott, 1996; Gilmour и др., 2005). Последний, субкомпонент с аномальным изотопным составом, мы относим к первичному компоненту ксенона, так как в настоящее время отделить p- и r-изотопы друг от друга не представляется возможным. Изотопный состав этого первичного компонента можно определить, вычитая из состава компонента Xe-HL, а также, вероятно, Xe-P6e, их “нормальную” составляющую изотопного состава, нормируя ее к содержанию всего ¹³⁰Хе. Поэтому изотопный состав этого первичного компонента существенно зависит от состава нормального компонента. В частности, использование почти нормального компонента Xe-P3 и предположение, что каждый из субкомпонентов Xe-HL содержится в индивидуальных популяциях зерен наноалмаза, позволило определить содержание первичных компонентов ксенона с аномальным изотопным составом в метеоритах Tieschitz H3.6, Orgueil C1 и Indarch EH3–4 (Фисенко, Семенова, 2020). При этом основным компонентом ксенона в этих метеоритах, независимо от их петрологического типа, является компонент Xe-P3, и его термостабильность находится в широком интервале температур, в том числе его высокотемпературная часть выделения сопоставима с таковой для субкомпонента с аномальным изотопным составом ксенона.

Использование индивидуальных субкомпонентов как для Xe-HL, так и Xe-P6e при вычислениях компонентного состава ксенона показало, что ксенон в ОНФ метеоритов в основном может состоять из почти нормального компонента Хе-Р3, а также из компонентов с аномальным изотопным составом Хе-pr1 и Xe-pr2, являющихся аномальными субкомпонентами в Xe-HL и в Xe-P6e соответственно. Два последних компонента могли быть образованы в р- и r-процессах нуклеосинтеза при взрыве одной из сверхновых II типа, но имплантированы/захвачены в зерна алмаза в разные промежутки времени (Фисенко, Семенова, 2022).

Использование компонента Xe-P3 для вычисления по гипотезе Ott первичных компонентов ксенона с аномальным изотопным составом приводит к повышению величины отношения в них ¹³²Хе/¹³⁶Хе относительно величины, соответствующей продолжительности захвата тяжелых изотопов ксенона – 0.07 против 0.01 (Ott, 1996). Это различие, по предположению Ott, обусловлено добавлением к компоненту Xe-HL некоторого содержания изотопов ксенона, образованных в результате полного распада их радиоактивных предшественников. Однако на какой стадии образования, в частности, компонента Xe-HL происходит это добавление – неизвестно. Уменьшение величины отношения ¹³²Хе/¹³⁶Хе от 0.07 до 0.04 было получено в предположении масс фракционирования Xe-P3 при имплантации в нанозерна алмаза. Это предположение сделано на основании результатов модельных экспериментов по имплантации благородных газов в синтетические наноалмазы (Huss и др., 2008). Вместе с тем более существенное соответствие между кратковременной имплантацией и величиной отношения ¹³²Хе/¹³⁶Хе может быть, как впервые нами показано, достигнуто в результате корректирования изотопного состава компонента Xe-P3 (Fisenko и др., 2023). Такое корректирование возможно, поскольку вопрос о соответствии изотопного состава нормального субкомпонента Xe-P3 компонентам с аномальным изотопным составом ксенона является открытым в настоящее время.

В данной работе на основании использования скорректированного почти нормального по изотопному составу компонента (обозначен как Xe-P3n), позволившего получить соответствие между избыточными содержаниями ¹³²Хе и ¹³⁶Хе, выполнено следующее: 1) определение новых аномальных изотопных составов компонентов ксенона, обозначенных как Xe-pr1n и Xe-pr2n, соответствующих субкомпонентам с аномальным изотопным составом в компонентах Xe-HL и Xe-P6e; 2) решение вопроса об образованных при эволюции сверхновой II типа зерен SiC-X как фазы носителя компонента с аномальным изотопным составом Xe-pr2n; 3) вычисления и анализ содержаний предполагаемых первичных компонентов Xe-P3, Xe-P3n, Xe-pr1n и Xe-pr2n, а также XeS в ОНФ таких разных по химическому классу и петрологическому типу метеоритов, как Murchison CM2 и Allende CV3. Некоторые полученные предварительные результаты этой работы приведены в (Фисенко и др., 2023; Fisenko, Semjonova, 2022; Fisenko и др., 2023).

КОРРЕКТИРОВАНИЕ И ВЫЧИСЛЕНИЯ ИЗОТОПНЫХ СОСТАВОВ КОМПОНЕНТОВ КСЕНОНА

В рамках гипотезы Ott величина отношения ¹³²Хе/¹³⁶Хе для субкомпонента с аномальным изотопным составом в Xe-HL равна 0.011 (Ott, 1996). Для получения этой величины содержание Xe-S в компоненте Xe-P3 нами уменьшено на 3.6% (относительно ¹³⁰Хе). Вычисленные после этого изотопные составы почти нормального компонента и аномального субкомпонента, обозначенные как Xe-P3n и Хе-pr1n, приведены в табл. 1.

 

Таблица 1. Изотопные составы потенциально первичных компонентов ксенона (¹³²Xe ≡ 100) в обогащенных наноалмазом фракциях метеоритов

Компонент	124Xe	126Xe	128Xe	129Xe	130Xe	131Xe	134Xe	136Xe
Xe-P3	0.451	0.404	8.06	104.2	15.91	82.32	37.70	31.00
Xe-P3n	0.456	0.409	7.896	105.3	15.518	83.09	38.13	31.37
Xe-S	0	0.033	21.59	11.08	48.26	18.6	2.22	0.34
Xe-pr1n	76.93	32.24	236.75	161.06	≡0	346.56	5092	7693
Xe-pr2n	77.01	38.40	305.28	1297	≡0	499.22	4614	7812
Xe-X	14.95	7.48	76.65	261.26	38.89	111.90	897.36	1516.52

 

В составе компонента Хе-pr1n величина отношения ¹³²Хе/¹³⁶Хе равна 0.013 и она почти соответствует продолжительности (2.12 ч) распада радиоактивных предшественников ксенона, вычисленной на основании отношения ¹³⁴Хе/¹³⁶Хе. Компоненты ксенона Xe-P3n и Хе-pr1n мы относим к первичным компонентам, и каждый из них содержится в индивидуальных популяциях зерен наноалмаза. Подчеркнем, что, в отличие от Xe-P3n, содержащегося в зернах наноалмаза, компонент Xe-P3, идентифицированный в (Huss, Lewis, 1994а), содержится в алмазоподобной фазе носителя либо в виде индивидуальных зерен, либо в поверхностных каемках зерен наноалмаза. Термостабильность компонента Xe-P3 ниже, чем у Xe-P3n. Таким образом, в нашей концепции почти нормальный по изотопному составу компонент Xe-P3 – это смесь Xe-P3n с некоторой долей Хе-S. Для этой смеси величина отношения Хе-S/Xe-P3n равна 0.012.

Далее мы предполагаем, что в компоненте Xe-P6e: 1) субкомпонентом с нормальным изотопным составом является компонент Xe-P3n; 2) субкомпонент с аномальным изотопным составом, обозначенный далее как Хе-pr2n, по своему генезису подобен таковому Хе-pr1n. Как следует из этих предположений, компонент Xe-P6e должен содержать также компонент Xe-S. Это обусловлено высокой величиной отношения ¹³⁰Хе/¹³²Хе в компоненте Хе-Р6е относительно Xe-P3n (0.1589(3) против 0.1552(3)) соответственно. Поэтому компонентный состав Xe-P6e представляет собой смесь субкомпонентов Xe-P3n, Xe-pr2n и Xe-S в соотношении (¹³²Хе ≡ 100): 98.41(9), 0.309(1), 1.282(88) соответственно. Здесь и далее в скобках – числа, соответствующие конечным числам в значении погрешности вычислений, т. е., например, 1.282(88) это 1.282 ± 0.088. Вычисленный изотопный состав субкомпонента Xe-pr2n в Xe-P6e при величине отношения ¹³²Хе/¹³⁶Хе, равного 0.012, приведен в табл. 1. Здесь также приведен общепринятый изотопный состав Хе-S по данным в (Lewis и др., 1994).

На основании приведенного компонентного состава Xe-P6e мы предполагаем, что на трех графиках изотопов ксенона, одним из конечных членов линейной зависимости, содержащим компонент Xe-P6e, является компонент Xe-P3n, так же как для компонента Xe-HL. В этом случае другим конечным членом этой зависимости должна быть смесь Xe-pr2n с Xe-S. Эта смесь компонентов далее принимается нами как индивидуальный компонент, и он обозначен как Хе-Х. Его изотопный состав приведен также в табл. 1. Исходя из компонентного состава Xe-P6e, величину соотношения субкомпонентов Хе-pr2n/Хе-S в компоненте Хе-Х можно оценить как 0.241(17). Наиболее вероятным процессом образования компонента Хе-Х является имплантация (или сорбция) Xe-pr2n в зерна SiC и/или в образованные в AGB-звездах зерна наноалмаза, резко обогащенные Xe-S (Verchovsky и др., 2006). В этом случае генезис и/или эволюция этих зерен обоих типов должны быть связаны со сверхновой II типа, поскольку, как отмечено выше, Xe-pr2n с аномальным изотопным составом образуется из радиоактивных продуктов классического r-процесса при взрыве этой сверхновой. Далее мы выбираем зерна SiC как фазу носитель компонента Хе-Х. Это связано с тем, что такие зерна, обозначенные как зерна SiC-Х, были идентифицированы ранее по изотопным признакам, например, углерода и азота, а также по содержаниям радиогенного ⁴⁴Са в индивидуальных микронных зернах SiC кислотно нерастворимого остатка метеорита Murchison CM2 (Nittler, Hoppe, 2005). Для последующего обсуждения необходимо подчеркнуть, что каждое из идентифицированных зерен SiC-Х в этой работе содержит в основном только некоторые из этих признаков. Эта особенность свидетельствует о том, что эволюция зерен SiC-Х происходила в разных областях сверхновой после ее взрыва. Предположение о возможном содержании благородных газов в зернах SiC-Х, по крайней мере компонентов с аномальным изотопным составом ксенона, было сделано на основании анализа его компонентного состава в ОНФ некоторых метеоритов (Фисенко, Семенова, 2022; Fisenko и др., 2023).

Из данных в табл. 1 следует, что величины отношений ¹³⁴Хе/¹³⁶Хе для компонентов Xe-pr1n и Xe-pr2n равны 0.662 и 0.591 соответственно. Согласно гипотезе Ott, эти значения отношений указывают на продолжительность захвата изотопов ксенона фазами носителями с момента взрыва сверхновой в течение 2.12 и 1.89 ч соответственно. За эти временные интервалы происходит почти полный распад радиоактивных предшественников изотопа ¹²⁴Хе, образованных в p-процессе нуклеосинтеза при взрыве сверхновой II типа. Поэтому почти равные отношения ¹²⁴Хе/¹³⁶Хе для компонентов Xe-pr1n и Xe-pr2n (0.0100 и 0.00985 соответственно) могут свидетельствовать об одном астрофизическом источнике образования этих компонентов, например, сверхновой II типа. Вместе с тем для Xe-pr2n со временем захвата изотопов ксенона, более коротким по сравнению с Xe-pr1n, отношения содержаний изотопов ^{126, 128, 129, 131}Хе/¹³²Хе, образованных в основном в s- и r-процессах нуклеосинтеза, более высокие, чем для компонента Xe-pr1n. Это различие отражает, наиболее вероятно, как отмечалось выше, разные фазы носители этих компонентов, а именно: для Xe-pr1n – это зерна наноалмаза, тогда как для Xe-pr2n – зерна SiC-Х. Поэтому повышенные отношения содержаний изотопов ксенона в компоненте Xe-pr2n могли быть результатом неопределенности изотопного состава Xe-S в зернах SiC-Х. Кроме этого, из-за возможно больших размеров зерен SiC-Х, чем зерна наноалмаза, увеличивается доля захваченных радиоактивных предшественников изотопов ксенона в зернах SiC-Х. Последний фактор обусловил наиболее резкое увеличение отношения ¹²⁹Хе/¹³²Хе в компоненте Xe-pr2n по сравнению с Xe-pr1n за счет более эффективного захвата ¹²⁹I в результате возможного взаимодействия атомов йода с кремнием. Захват ксенона компонентов Xe-pr1n и Xe-pr2n зернами алмаза и SiC-Х, соответственно, произошел, как мы предполагаем, в разных по химическим составам турбулентных зонах смешения фрагментов внешних и внутренних слоев одной из сверхновых II типа при ее взрыве. В этом случае вычисленные нами выше продолжительности образования компонентов Xe-pr1n и Xe-pr2n (т. е. 2.12 ч и 1.89 ч соответственно) являются следствием продолжительности существования, т. е. продолжительности экранирования от внешней среды этих турбулентных зон. Естественно предположить, что каждый из компонентов Xe-pr1n и Xe-pr2n представляет собой средний состав многих турбулентных зон с близкими (подобными) их свойствами.

На основании вышеприведенного, мы принимаем, что компонент Xe-pr2n представляет собой средний состав одной из групп и содержится в основном в индивидуальной популяции зерен SiC-Х, тогда как компонент Xe-pr1n – это средний состав другой группы зон и содержится в основном в индивидуальной популяции зерен наноалмаза. Различие этих компонентов по изотопному составу свидетельствует о различии свойств между группами этих зон. В первом приближении это различие отмечалось выше для зерен SiC-Х по данным (Nittler, Hoppe, 2005). Вопрос о происхождении при взрыве сверхновой зон, различающихся по степени обогащения нанозернами алмаза и SiC-Х, является открытым на данной стадии исследования. Возможно, что одним из основных факторов, способствующих такому различию турбулентных зон, является различие температур газопылевой среды этих зон. В этом случае температура групп турбулентных зон, в которых происходит образование компонента Xe-pr2n, должна быть более высокой, чем таковая в группе зон с образованием Xe-pr1n, и тем самым в ней в большей степени сохранены зерна SiC-Х, чем зерна наноалмаза.

Таким образом, согласно нашей концепции, следует, что компонентный состав ксенона в ОНФ метеоритов состоит из таких потенциально первичных компонентов: два компонента с почти нормальным изотопным составом Xe-P3 и Xe-P3n и два компонента с аномальным изотопным составом Xe-pr1n и Xe-Х, и Xe-S. Каждый из этих компонентов, кроме Xe-P3, содержится в индивидуальной популяции зерен их фаз носителей. Для компонентов ксенона Xe-P3n и Xe-pr1n этими фазами являются зерна наноалмаза. Компонент ксенона Xe-P3 содержится, наиболее вероятно, в алмазоподобной фазе в виде индивидуальных зерен и/или в поверхностных каемках зерен наноалмаза. Фазой носителем компонента Xe-Х являются зерна SiC-Х, образованные на стадии красного гиганта предсверхновой II типа, тогда как носители компонента Xe-S – это зерна SiC, образованные, например, при эволюции AGB-звезд.

Ниже приведены полученные нами результаты анализа вычисленных содержаний предполагаемых первичных компонентов ксенона в ОНФ таких разных метеоритов, как Murchison и Allende, относящихся к разным химическим классам и испытавших в разной степени термальный метаморфизм.

ВЫЧИСЛЕНИЯ СОДЕРЖАНИЙ КОМПОНЕНТОВ КСЕНОНА В ОНФ МЕТЕОРИТОВ

Принимая во внимание, что субкомпонентами в Xe-P3 являются компоненты Хе-P3n и Xe-S, тогда как в Хе-Х-Xe-pr2n и Xe-S, для детального анализа соотношений компонентов ксенона мы вычислили их содержания в ОНФ метеоритов Murchison и Allende для таких компонентов, как Хе-P3n, Хе-pr1n, Хе-pr2n и Xe-S. При таком подходе индикаторами наличия компонентов Xe-P3 и Хе-Х в выделенном ксеноне являются значения вычисленных отношений Xe-S/Хе-P3n и Хе-pr2n/Xe-S соответственно. Как следует из вышеизложенного, значения этих отношений должны быть равными 0.012 и 0.241 соответственно. Вычисление указанных выше компонентов ОНФ метеоритов проведено с использованием следующих уравнений.

$X+Z+Y+V={\left[{}^{132}\text{Xe}\right]}_{\text{m}};$ (1)

$\begin{array}{c}{\left({}^{130}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{P3n}}\times X+{\left({}^{130}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_S\times V=\\ ={\left({}^{130}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{m}}\times {\left[{}^{132}\text{Xe}\right]}_{\text{m}};\end{array}$ (2)

$\begin{array}{c}{\left({}^{134}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{P3n}}\times X+{\left({}^{134}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{pr2n}}\times Z+\\ +{\left({}^{134}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{pr1n}}\times Y+{\left({}^{134}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{S}}\times V=\\ ={\left({}^{134}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{m}}\times {\left[{}^{132}\text{Xe}\right]}_{\text{m}};\end{array}$ (3)

_{$\begin{array}{c}{\left({}^{136}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{P3n}}\times X+{\left({}^{136}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{pr2n}}\times Z+\\ +{\left({}^{136}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{pr1n}}\times Y+{\left({}^{136}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{S}}\times V=\\ ={\left({}^{136}\text{Xe}{/}^{132}\text{Xe}\right)}_{\text{m}}\times {\left[{}^{132}\text{Xe}\right]}_{\text{m},}\end{array}$} (4)

где переменные X, Z, Y, V – это содержания ¹³²Xе компонентов Xe-P3n, Xe-pr2n, Xe-pr1n и Xe-S соответственно.

Индексы Р3n, pr2n, S и pr1n относятся к изотопным составам компонентов ксенона (табл. 1), а индекс m – к измеренным содержаниям ¹³²Хе и изотопным отношениям ксенона при пиролизе ОНФ метеоритов. При вычислениях содержаний компонентов ксенона нами использовались изотопные составы этих компонентов без их погрешностей (табл. 1). Это связано с тем, что эти составы должны быть постоянными независимо от температуры и процесса их выделения из ОНФ метеоритов. Вместе с тем измеренные изотопные отношения ксенона, использованные для нормирования вышеприведенных уравнений (1)–(4), привлекались с их погрешностями. Возможность применения предлагаемых новых первичных компонентов ксенона для вычислений и анализа содержаний этих компонентов в ОНФ метеоритов нами показана по данным для ксенона в ОНФ Murchison CM2 и Allende CV3. Выбор этих метеоритов обусловлен следующим.

1. Родительские тела этих метеоритов претерпели существенно различный термальный метаморфизм – если Murchison претерпел нагрев не более 100°С, то Allende – около 600°С, причем в окислительных условиях (Huss, Lewis, 1994b). При успешном моделировании измеренных изотопных составов ксенона в ОНФ этих метеоритов с использованием предлагаемых компонентов ксенона эти компоненты с большой вероятностью можно отнести к реальным компонентам.
2. Содержания и изотопные составы ксенона, выделенного при ступенчатом пиролизе ОНФ этих метеоритов, приведенные в (Lewis, Anders, 1988; Lewis, 1994) были измерены с высокой точностью, что делает более достоверными сделанные нами ниже выводы. Детальный анализ содержаний изотопов первичных компонентов ксенона, не использованных в выражениях (1)–(4), в частности, ¹²⁹Хе в ОНФ Murchison и Allende, а также результаты анализа компонентного состава ксенона в ОНФ метеоритов, относящихся к различным химическим классам и петрологическим типам, будут показаны в предполагаемой нами новой статье.

Отметим, что выделение ОНФ метеоритов Murchison CM2 и Allende CV3 было основано на сепарации коллоидноподобных растворов кислотно-нерастворимых остатков при различных рН. В результате этой сепарации были получены семь фракций метеорита Murchison CM2. Однако в работе (Lewis, 1994) приведены данные только для четырех фракций, обозначенных как LDA (рН<2), LD3 (рН – 5.4–5.6), LD4 (рН – 5.6–6.7) и LD7 (рН>7). В сумме эти фракции содержат 70% от общего содержания ОНФ этого метеорита. ОНФ метеорита Allende был разделен на три фракции, обозначенные как DN (pH<3), DM (рН – 3.0–3.7) и DK (рН>3.7). Увеличение рН раствора при сепарации приводит к выделению фракций зерен с большими размерами и/или с меньшей дефектностью их поверхностных слоев. Поэтому фракции LDA и DN, наиболее вероятно, обогащены зернами меньших размеров и большей дефектностью, чем зерна фракций LD7 и DK. Выделение ксенона из фракций было проведено в различных температурных интервалах. Поэтому для сравнения кинетики выделения компонентов ксенона между фракциями Murchison и Allende данные для некоторых температурных интервалов были нами суммированы.

РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

Результаты вычисленных содержаний компонентов Xe-P3n, Хе-pr1n, Xe-pr2n, а также Xe-S, выделенных при ступенчатом пиролизе фракций Murchison CM2, приведены в табл. 2.

 

Таблица 2. Содержания ¹³²Xe (в 10^–8 см³/г) и компонентов ксенона (в 10^–10 см³/г) в обогащенных наноалмазом фракциях метеорита Murchison CM2

T/100, °С	132Xea	136Xe/ 132Xea	P3n	pr1n	pr2n	Xe-S	pr2n/ pr1n	pr2n/ XeS	XeS/ P3n
Фракция LDA (7.75%)
6	2.9554	0.3219 (6)	291.0 (2)	0.00 (3)	0.05 (3)	4.49 (16)	НОb	0.0111 (72)	0.0154 (5)
8	18.1834	0.3201 (3)	1794.79 (47)	0.00 (12)	0.43 (13)	23.31 (31)	НО	0.0184 (57)	0.0130 (2)
10	5.9134	0.3323 (4)	583.98 (29)	0.034 (46)	0.136 (51)	7.19 (21)	НО	0.0189 (71)	0.0123 (4)
12	1.3348	0.4215 (13)	131.02 (13)	0.197 (28)	НО	2.26 (85)	НО	НО	0.0173 (7)
6÷12 c	28.367	0.3276 (2)	2798.81 (61)	0.04 (14)	0.62 (15)	37.23 (41)	НО	0.0166 (40)	0.0133 (2)
18	15.0959	0.6115 (4)	1494.69 (40)	4.46 (11)	1.42 (12)	9.02 (26)	0.318 (28)	0.157 (14)	0.0060 (2)
22	2.1423	0.6011 (3)	206.64 (20)	0.247 (37)	0.378 (45)	6.96 (14)	1.53 (29)	0.0543 (64)	0.0337 (7)
6÷22c	45.6052	0.4310 (3)	4500.2 (1.2)	4.75 (30)	2.41 (33)	53.19 (77)	0.507 (77)	0.0453 (63)	0.0118 (2)
Фракции LD3+LD4 (47.71%)
6÷12	32.9497	0.328317 (2)	3254.9 (6)	0.28 (11)	0.50 (12)	39.31 (46)	1.79 (82)	0.0127 (30)	0.0121 (1)
18	8.5848	0.6218 (3)	858.2 (2)	3.10 (5)	0.36 (6)	2.9 (2)	0.116 (19)	0.124 (21)	0.0034 (2)
22	11.14205	0.5948 (6)	1104.4 (4)	2.56 (8)	1.52 (9)	5.75 (26)	0.594 (42)	0.264 (20)	0.0052 (2)
6÷22	52.6766	0.4325 (2)	5211.7 (8)	5.91 (15)	2.41 (16)	47.7 (6)	0.408 (29)	0.0505 (34)	0.0092 (1)
Фракция LD7 (15.24%)
6÷12	43.7316	0.3278 (2)	4319.9 (8)	0.33 (16)	0.56 (17)	52.3 (5)	1.70 (97)	0.0108 (33)	0.0121 (1)
18	21.219	0.5995 (5)	2101.74 (56)	5.64 (15)	2.29 (17)	12.23 (36)	0.406 (31)	0.187 (15)	0.0058 (2)
22	2.6834	0.5414 (10)	261.06 (25)	0.367 (46)	0.449 (51)	6.47 (18)	1.22 (21)	0.0694 (81)	0.0248 (7)
6÷22c	67.6340	0.4204 (2)	6683.32 (96)	6.19 (22)	3.46 (24)	70.43 (64)	0.559 (44)	0.0491 (35)	0.0105 (1)
Средневзвешенный состав (70% ОНФ)
	38.9738	0.4292 (11)	3853.81 (40)	4.13 (8)	1.86 (9)	37.61 (31)	0.450 (23)	0.0495 (23)	0.0098 (1)

Примечание. a – по данным (Lewis, Anders, 1988); b – не определено из-за высокой погрешности вычисления; c – вычислено по средневзвешенному изотопному составу ксенона в данном температурном интервале.

 

Здесь приведены также отношения содержаний некоторых компонентов. Анализ этих данных показал следующее.

1. Выделенный при пиролизе до 1200°С ксенон из всех фракций имеет почти нормальный изотопный состав, что можно видеть, например, по величине отношения содержаний ¹³⁶Хе/¹³²Хе, и этот состав в последующем мы относим к низкотемпературному компоненту ксенона. Величина отношения Xe-S/Xe-P3n для этого компонента ксенона на всех температурных ступенях его выделения, как показано, например, для LDA фракции (табл. 2), постоянна в пределах (1–2) σ погрешностей их вычислений. Очевидно, что эта особенность обусловлена проведенным выше корректированием Xe-P3. Поэтому в нашей концепции в ОНФ слабо термально метаморфизованных метеоритов имеются два разных компонента ксенона с почти нормальным изотопным составом. Один из них, Xe-P3n, содержится в индивидуальной популяции зерен алмаза. Другой компонент образован как единая газовая смесь в результате смешения Xe-P3n с дополнительной порцией Xe-S. Именно этот компонент, идентифицированный как компонент Xe-P3 в работе (Huss, Lewis, 1994a), содержится в алмазоподобной фазе с более низкой термостабильностью, чем зерна алмаза. Эта фаза может находиться в виде популяций индивидуальных зерен либо в виде поверхностных каемок на зернах наноалмаза. Из последнего следует, что Xe-P3 с его фазой носителем был образован после образования зерен наноалмаза с Xe-P3n. Газовая смесь Xe-P3n с дополнительной порцией Xe-S, вероятно, могла быть образована на ранних стадиях эволюции протосолнечного облака в результате частичного разрушения фаз носителей этих компонентов ксенона под действием, например, ударных волн. Этот процесс протекал, вероятно, в период образования хондр и CAI-включений. Существенным фактором образования Xe-P3 с повышенным содержанием Xe-S могло быть увеличение относительного содержания Xe-S в протосолнечной туманности, которое предполагается в работе (Gilmour и др., 2016), если это увеличение произошло после образования Xe-P3n в туманности. В этом случае повышенное относительное содержание Xe-S в солнечном ксеноне относительно такового в Xe-P3 могло быть обусловлено, например, основной долей захваченного дополнительного Xe-S в солнечном веществе.
2. При пиролизе до 1200°С кинетика выделения компонентов Xe-P3n с Xe-S подобна таковой для Xe-pr2n. Это можно видеть, например, по фракции LDA, для которой максимум их выделения наблюдается при 800°С. Такое подобие может свидетельствовать о равной энергии активации атомов ксенона из их фаз носителей. Учитывая относительно низкое выделение Xe-pr2n при более высокой температуре, например, при 1200°С, мы предполагаем, что максимальное выделение этого компонента при 800°С обусловлено дефектностью кристаллической решетки поверхностных слоев зерен SiC-Х. Косвенным аргументом, подтверждающим это предположение, может быть тенденция уменьшения выделения компонента Xe-pr2n при температуре до 1200°С в ряду от LDA к LD7: 0.26(7), 0.21(5) и 0.16(5) соответственно. Как видно, повышенная доля соответствует фракции LDA, т. е. более мелкозернистой и более дефектной фракции, тогда как минимальная доля – фракция LD7 – более грубозернистой и менее дефектной.
3. Выделение компонента Xe-pr1n при пиролизе до 1200 ^oС резко отличается от остальных тем, что его содержание резко увеличивается по мере увеличения температуры пиролиза. Такое увеличение соответствует началу роста интенсивной графитизации зерен наноалмаза, которые принимаются фазой носителем компонента Xe-pr1n. Очевидно, что при этом происходит также графитизация зерен алмаза, содержащих Xe-P3n, но его доля существенно меньше, чем выход Xe-P3 из алмазоподобной фракции.
4. Величины отношения содержания всего выделенного Xe-pr2n к содержанию Xe-S, выделенного после 1200°С, т. е. без учета Xe-S, связанного с Xe-P3n, для фракций LDA, LD3 + LD4 и LD7 лежат в ряду 0.151(21), 0.277(21) и 0.186(15) соответственно. Величина этого отношения в соответствии с нашей концепцией должна быть равной 0.241(17) при условии, если содержание Xe-S при температуре выше 1200°С обусловлено зернами SiC-Х. Наблюдаемое отклонение от этой величины для фракций LDA и LD7 может быть либо из-за потери Xe-pr2n, либо увеличения содержания зерен SiC, генезис которых не связан со сверхновой II типа. Первое предположение относится к фракции LDA, тогда как второе – в наибольшей степени к LD7. Тем не менее из-за небольшой относительной доли содержания фракций LDA и LD7 (7.75% и 15.24% соответственно) средневзвешенное значение отношения Xe-pr2n/Xe-S – 0.220(13) в пределах 1σ погрешности вычислений совпадает с величиной 0.241(17).
5. Величина отношения Xe-pr2n/Xe-pr1n при переходе от фракции LD3+LD4 кLD7 изменяется от 0.41(3) до 0.56(4). Некоторое увеличение отношения обусловлено, вероятно, как различием поверхностной морфологии зерен фаз носителей этих компонентов, а именно, зерен SiC-Х и зерен наноалмаза, так и различием в размерах (или термостойкости) зерен этих фаз. Положение фракции LDA относительно этой тенденции неопределенно из-за повышенной погрешности вычисления (0.51(8)).
6. Величина отношения ¹³⁶Хе/¹³²Хе для фракции LD7 меньше на 25.2(2)‰, чем в LDA. Учитывая, что относительное содержание Xe-P3n, выделенного до 1200°С, для этих фракций практически одинаково (около 63%), наблюдаемое уменьшение отношения ¹³⁶Хе/¹³²Хе в LD7 связано, наиболее вероятно, с меньшим содержанием компонента Xe-pr1n относительно других компонентов ксенона. Дополнительными факторами этого уменьшения могут быть увеличение доли зерен SiC-Х, содержащих компонент Хе-Х, а также доли зерен SiC, содержащих только Xe-S.

Анализ полученных данных для фракций DN, DM и DK метеорита Allende CV3 (табл. 3) показал следующее.

 

Таблица 3. Содержания ¹³²Xe (в 10^–8 см³/г) и компонентов ксенона (в 10^–10 см³/г) в обогащенных наноалмазом фракциях метеорита Allende CV3

T/100, °С	132Xea	136Xe/132Xea	P3n	pr1n	pr2n	Xe-S	pr2n/pr1n	pr2n/XeS
Фракция DN (21.1%)
8	0.57	0.6465 (19)	56.491 (99)	0.258 (21)	НОb	0.26 (7)	НО	НО
16	15.30	0.6764 (4)	1519.7 (1.5)	6.50 (17)	0.75 (18)	3.1 (1.1)	0.115 (28)	0.25 (10)
22	5.05	0.6125 (6)	498.06 (33)	0.725 (67)	1.245 (74)	4.97 (23)	1.72 (19)	0.251 (19)
8÷22c	20.92	0.66016 (33)	2074.3 (1.5)	7.48 (18)	1.98 (20)	8.3 (1.1)	0.265 (28)	0.24 (4)
Фракция DM (7.52%)
8÷12c	2.62	0.6551 (6)	260.60 (21)	1.165 (33)	НО	0.24 (15)	НО	НО
16	14.8	0.6765 (4)	1469 (1)	5.96 (15)	1.05 (17)	4.16 (86)	0.176 (28)	0.252 (65)
20	7.24	0.61194 (45)	714.10 (60)	1.070 (74)	1.750 (82)	7.08 (43)	1.63 (14)	0.247 (19)
8÷20c	24.66	0.65515 (29)	2443.7 (1.3)	8.20 (16)	2.80 (18)	11.48 (10)	0.341 (23)	0.244 (16)
Фракция DK (1.37%)
8	0.65	0.6364 (20)	64.61 (21)	0.275 (31)	НО	НО	НО	НО
16	12.9	0.6781 (5)	1282 (2)	5.62 (23)	0.52 (26)	1.8 (1.2)	0.092 (46)	0.29 (24)
23	12.68	0.6308 (7)	1253 (2)	2.75 (19)	2.5 (2)	9.4 (1.1)	0.91 (10)	0.266 (39)
8÷23c	26.23	0.6542 (4)	2600	8.64 (30)	3.02 (33)	11.2 (1.6)	0.349 (40)	0.267 (49)
Средневзвешенный состав (100%)
	23.89	0.6563 (3)	2368 (1)	8.05 (14)	2.63 (15)	10.8 (8)	0.325 (20)	0.243 (23)

Примечание. а, b, c – см. примечание в табл. 2.

 

1. При температуре пиролиза 800°С для DN и DK фракций и до 1200°С для DM фракции получены следующие данные: а) существенно меньшие интервалы величины отношения Xe-S/XeP3n для фракций (0.001–0.005) по сравнению с величиной 0.012 для компонента Xe-P3; б) значительно более высокие значения отношения ¹³⁶Хе/¹³²Хе, чем 0.31, также для Xe-P3. Эти данные указывают на то, что во фракциях Allende CV3 практически отсутствует компонент Xe-P3. Отсутствие в ОНФ метеорита Allende CV3 относительно низкотемпературного компонента Xe-P3 обусловлено, наиболее вероятно, термальным метаморфизмом, который претерпело его родительское тело в окислительных условиях при температуре около 600°С (Huss, Lewis, 1994b). Таким образом, согласно нашей концепции, в ОНФ Allende CV3 содержится только почти нормальный по изотопному содержанию компонент Xe-P3n, содержащийся в зернах наноалмаза.
2. Величина отношения Xe-pr2n/Xe-pr1n при переходе фракции от DN к DK изменяется от 0.265(28) до 0.349(40). Средневзвешенное значение этого отношения для ОНФ Allende равно 0.325(20), тогда как по данным для фракций Murchison CM2–0.450(23) (табл. 2, 3). Повышенное отношение Xe-pr2n/Xe-pr1n для ОНФ Murchison CM2 сопровождается увеличением относительного содержания Xe-S (в %) в нем относительно таковой для ОНФ Allende CV3 – 0.45(1) и 0.59(2) соответственно. Поэтому наблюдаемое различие отношений Xe-pr2n/Xe-pr1n между Allende и Murchison CM2 находит простое объяснение с учетом того, что в нашей концепции фазой носителем Xe-pr2n являются зерна SiC-X. Оно заключается в том, что термальный метаморфизм при высоких температурах (~600°С для Allende CV3) в окислительных условиях привел к большему разрушению зерен SiC, в том числе зерен SiC-Х, чем это произошло для метеорита Murchison CM2. Температура метаморфизма последнего, как и метеорита Orgueil CI, не превышала 100°С (Huss, Lewis, 1994b). Возможно также, что различие содержаний зерен SiC разного генезиса – это результат различного их содержания в областях формирования родительских тел этих метеоритов.
3. Величины отношения Xe-pr2n/ Xe-S для фракций DN, DM и DK лежат в ряду 0.24(4), 0.240(3) и 0.27(5) соответственно. Можно видеть, что все эти значения, как и средневзвешенная величина (0.243(23)), в отличие от некоторых фракций Murchison CM2, совпадают со значением 0.241(17). Поэтому можно сделать вывод, что содержание Хе-S в ОНФ Allende обусловлено практически только зернами SiC-X, содержащими компонент Xe-X.
4. Величина отношения ¹³⁶Хе/¹³²Хе для грубозернистой фракции DK меньше на 9.0(1)‰ относительно тонкозернистой фракции DN. Эта величина меньше, чем наблюдается для фракций LDA, LD7 Murchison CM2 (около 25‰). Вероятно, это различие обусловлено тем, что интервал между значениями отношения Xe-pr2n/Xe-pr1n для фракций ОНФ Murchison CM2 больше, чем для фракций Allende CV3. Вместе с тем для ОНФ метеорита Ефремовка CV3, относящегося также к группе CV3, но испытавшего термальный метаморфизм в восстановительных условиях, различие между тонко- и грубозернистыми фракциями ED3 (¹³⁶Хе/¹³²Хе=0.678(8)) и ED9 (¹³⁶Хе/¹³²Хе=0.609(7)), равное 102(2)‰, существенно выше, чем для Allende CV3 (Verchovsky и др., 1998). Эти фракции были получены при помощи метода седиментации при ультрацентрифугировании коллоидного раствора кислотно-нерастворимого остатка метеорита Ефремовка CV3 (Фисенко и др., 1998). Различие между ОНФ метеоритов Allende CV3 и Ефремовка CV3 обусловлено большим содержанием зерен SiC, в том числе зерен SiC-Х, в грубозернистой фракции метеорита Ефремовка относительно таковой в Allende CV3. Это может быть связано: а) с различием методов сепарации коллоидного раствора Allende CV3 и Ефремовки CV3; б) с большей степенью сохранности зерен SiC в восстановительных условиях метаморфизма родительского тела Ефремовки CV3 по сравнению с Allende CV3, претерпевшим метаморфизм в окислительных условиях. Какое из этих предположений является реальным остается открытым вопросом на данный момент исследования.

ВЫВОДЫ

Использование нового компонента с нормальным изотопным составом Xe-P3n позволило привлечь радиоактивные продукты классического r-процесса нуклеосинтеза при взрыве сверхновой II типа для образования компонентов ксенона с аномальным изотопным составом по гипотезе Ott без повышенного содержания изотопа ¹³²Хе относительно ¹³⁶Хе. В результате этого на основании впервые вычисленных изотопных составов потенциально первичных новых компонентов ксенона с аномальным изотопным составом (Xe-pr1n и Xe-pr2n), а также анализа их содержаний в ОНФ метеоритов Murchison CM2 и Allende CV3 были сделаны следующие основные выводы.

1. Первичным компонентом ксенона с почти нормальным изотопным составом в молекулярном облаке был, наиболее вероятно, компонент Xe-P3n, содержащийся в индивидуальной популяции зерен наноалмаза. В результате этого в компонентах с аномальным изотопным составом Xe-HL и Xe-P6e субкомпонентом с нормальным изотопным составом является Xe-P3n. Компонент Xe-P3, идентифицированный в ОНФ метеоритов в работе (Huss, Lewis, 1994a), является результатом смешения компонента Xe-P3n с дополнительной порцией Xe-S, и он содержится в алмазоподобной фазе с более низкой термостабильностью, чем зерна алмаза с Xe-P3n. В первом приближении компонент Xe-P3 мог быть образован на ранних стадиях эволюции протосолнечного облака, т. е. на стадии протекания мощных ударных процессов, приводящих к частичному испарению реликтовых (досолнечных) зерен, в частности, зерен наноалмаза с компонентом Xe-P3n, а также зерен Si-C.
2. В ОНФ метеоритов содержатся два компонента с аномальным изотопным составом Хе-pr1n и Хе-pr2n, образованных при взрыве одной из сверхновых II типа, но существенно отличающихся фазами носителями. Компонент Хе-pr1n содержится в индивидуальной популяции зерен наноалмаза, тогда как Хе-pr2n, согласно нашей концепции, в основном в зернах SiC-X, эволюция которых связана со сверхновой II типа. Величина отношения Хе-pr2n/Xe-S равна 0.241(17). В ОНФ метеорита Murchison CM2, кроме зерен SiC-X, имеются также зерна SiC другого генезиса, содержащие только Xe-S. Имплантация (сорбция) изотопов компонентов Хе-pr1n и Хе-pr2n в зерна наноалмаза и в зерна SiC-X соответственно произошла, вероятно, в турбулентных зонах смешения внешних и внутренних оболочек сверхновой II типа после ее взрыва. Продолжительность захвата этих компонентов, вычисленная согласно гипотезе Ott (1996), составляет 2.12 ч и 1.89 ч соответственно.
3. Зерна SiC в обогащенных наноалмазом фракциях Allende CV3 относятся в основном к типу зерен SiC-Х. Поэтому для анализа зерен SiC-Х, генезис которых связан с взрывом сверхновой II типа, наиболее перспективным объектом исследования является кислотно-нерастворимый остаток метеорита Allende CV3.

Успешные вычисления содержаний потенциально первичных новых компонентов Xe-P3n, Хе-pr1n и Хе-pr2n на основании измеренных изотопных составов и содержаний ксенона и интерпретации их соотношений в ОНФ метеоритов Allende CV3 и Murchison CM2 позволяет считать эти компоненты реальными и тем самым приемлемыми для анализа ксенона в других метеоритах.

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.

Авторлар туралы

А. Фисенко

Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН

Хат алмасуға жауапты Автор.
Email: anat@chgnet.ru
Ресей, Москва

Л. Семенова

Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН

Email: anat@chgnet.ru
Ресей, Москва

Т. Павлова

Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН

Email: pavlova4tat@mail.ru
Ресей, Москва

Әдебиет тізімі

Қосымша файлдар