Brown & Mussett The Inaccessible Earth 04 Chapter (Д. Браун, А. Массет - Недоступная Земля), страница 7

4,5.4. Возраст и интервалы времени образо«ения метеоритов. Возраст образования метеоритов, т.е. время, когда они приобрели свой нынешний минеральный состаь определяется рубидий-стронциевым методом изохрон (приложение 5) или другими способамн. В большинстве случаев этот возраст составляет от 4,3 до 4,7 млрд. лет. Это близко к оценке возраста Солнечной системы по данным об изотопах свинца (приложение 6). Дополнительньпе доказателъством того, что метеориты достягли своего современного состояния на ранних этапах эволюции Солнечной системы, служат оденки величины интер«ела времени образо«ения, т.е. промежутка времеви между возникновением определенных радиоактивных изотопов и их ввпочением в метеориты.

Полагают, что эти изотопы (объяснение германа «изотоп» и друплх относюцнхся к данному вопросу терминов см. в приложении 7) образовались в сверхновой незадолго до появления Солнечной туманности (разд. 4.6.2). Главный интерес для нас представляют изотопы с коротким периодом полураспада: зллрп продукты деления, в том числе некоторые изотопы ксеиона, период полураспада 82 млн. лет; 'з»1 'э~Хе-период полураспада 16,4 млн. лет„. з«А! -~ з«М8-период полураспада 0,72 млн.

лет. Если какой-то из этих материнских изотопов был включен в минерал раньше, чем ои распался до незначительных количеств, то последующий распад приводит к появлешпо некоторого количества дочернего изотопа, которое мозаю обнаруиэпь как изотопную аномалию. Метод можно проиллюстрировать на примере изотопа з«А1. У алюминия есть только один стабильный изотоп ("А1), который должен был сзштезироваться одновременно с з«А1 (см. разд. 4.6), так что если при образовании того или иного минерала в его составе было какое-то количеспю алюминия, то он должен содержать как з'А1, так '«А1 в соотношении, пропорциональном прошедшему времеви.

Рассмотрим несколько различных минералов, образовавшихся одновременно, но содержащих разное количество А1 и Мй. Предположим, что в одном минерале алюминия нет; тогда отношеияе з«М8744М8 в нем будет соответствовать врпееии образования, и коэффнпиент пропорциональности не должен, следовательно; меняться, так как минерал ие содержал радиоактивного з«А1 На диаграмме зависимости з«М8/злМ8 от з«А!/з'Мй (рис. 4.11,а) это будет соответствовать точке А. Предгюложим, что второй минерал содержал и А1, и Мй: в момент образования этого минерала соотношение изотопов соответ- 4.

ОБРАзОЕАние солнечной системы 79 емененне, ызеенное' еооеяом 24А1 Отноюенн е момен еноюченн е метеор А1Г "Че 0,146 Ряс, 4.11. Доказательство былого существования исчезнувшего изотопа гоА(. а-схеме нзмонення состава мянорелое с различным отношением А1/Ма е процессе Распела 14А1„4-првыер изменения состава одного вз включений е углнстоы хондряте А11овдо. Подробности см, е тексте.

(По данным яз роботы 1!30), с разрешения издательства Регяешоп Ргеее.) О,! 44 юы О 142 О,14О 0,1М о 60 гтА1угЧ14 ствовало точке В„находящейся на одном уровне с точкой А. Но поскольку минерал содержал как изотоп г'А1, так и изотоп гоА! (на диаграмме не доказан), отношение 'ОМ8/24М8 со временем должно было расти и достигнуть конечной величины В, когда практически весь геА1 распался. Другие минералы с различными соотношениями А1/Мб попапатот на диаграмме на ту же самую прямую. Если же, напротив, все минералы образовались после того, как геА! полностью распался, то они сохранят первоначальное отношение геМ8/24М8 и на диаграмме попадут на горизонтальную линию.

Таким образом, чем круче линия, тем меньше времени должно было пройти до момента образования алюминия перед его включением в минерал. Соотношение между г'А! и гоА1, возникающее в момент синтеза, можно опенить на основании теории нуклеосинтеза (разд. 4.б.1), и тогда по наклону линии можно рассчитать интервал образования: крутой наклон означает, что этот интервал был коротким. На рис.

4.11, б представлены результаты анализа для различных минералов из одного н того же включения в метеорите А11епг(е-утлистом хондрнте категории СЗ, упавшем в Мексвке в 1969 г. (рнс. 4.8,е). Поскольку период полураспада *'А! составляет всего лишь 0,7 млн. лет, то очевидно, что интервал образования этого метеорита должен был быть коротквм; расчеты дают максимальное значение этого интервала 3 млн. лет. Включения в метеорите Айепде состоят яз наиболее тугоплавких минералов. Зто показывает, что они были первыми мннералами, конденснровавшимнся в охлаждающемся паре, и их 80 л. ОБРА30ВАние сОлнечнОЙ системы можно, вероатно, считать очень ранними кондеысатамн, возникшими в Солнечной туманносты (171. Из этого результата вытекает ркд важных следствий.

Во-первых, столь короткий нптервав означает, что образование Солнечной системы связано с синтезом элементов; по этому поводу было высказано предположение, что сверхновая н сынтезнровала векоторые элементы, ы послужила спусковым механизмом длв образования Солнечной снстемы (см. разд.

4.3.2, 4.б.1), Во-вторых, включение даже малых количеств короткожнвущых радиоактивных изотопов, особенно злА1, в состав только что образовавшихся планет и астеровдов должно было дать столько тепла, сколько хватило бы для того, чтобы ых распгаввть (см. разд. 5.2.2). Малые значеннл интервала образования, полученные на основе учета мА(, протнворечат оценкам (около 100 млн. лет), сделанным по з"~рн и Оэ!.

Такое расхождение можно обълснипч предположив, что два последних радноактнвных изотопа образованы более ранней сверхновой, когда межзвездное облако, нз которого затем возникло Солнце, проходнло предылущвй спнралъный рукав, а это было, вероатно, ыа 100 млн. лет раньше (разд. 4.3.2). Хотя о метеоритах многое еще ые известно, думаетск, что уже сейчас можно сделать следуюшые выводы: а) По всей петроструктуре хондрнты совершенно ые похожы ын на какие земные породы; длк образованны хондрнтов требовались совсем другне условна.

Этн условыя отвечают ранним стадным развнтнк Солнечной туманыосгн. б) Угластые метеориты наиболее близки по составу к веществу Солнечной туманностн: оны потеряли только наиболее летучие элементы. Поэтому представллетсв логычным считать нх возннкыовенне той начальной точкой, от которой шло формирование состава Земли. Такое предположение приводит к хондрнтовой модели Земли (разд.

5.4.1). в) Метеориты образуются прн столкновеыыы астероидов. г) Днфферевцнрованные метеориты сформировались в недрах малых планет, нлн астерондов, достаточно нагретых, чтобы там произошло расслоеные с образованием железного ядра, сылнкатной мантны н переходной области между ними. Прн последующем расколе в результате столкновения возыыклн железные метеориты, ахондрыты ы железокамщшые метеорыты.

4.6, Нуылеоенытез н зволювнв звезд. 4.б.(.Нуклгосинвмз. Допускаетск, что началом должен быть водород, так как это простейшый н безусловно самый распространенный нз элементов. Чтобы заставыть слытьсв атомные ядра (см. прнложеные 7), нх надо свести очень близко, а это трудно ыз-за сыльного отталкнваннв между нх положытельыымн электрыческымн зарвдамы. Удаетсв это только прн случайных тепловых скоростях, возынкающвх в егазеи, нагретом до многнх миллионов градусов.

Поскольку более тлжелые ядра имеют больший электрычеснвй зарвд, увелнчнвающый сылу отгалкнваына, для построеннв последующих элементов требуетсв уже целый рвд вмрмоядерных реакпый, пронсходлшвх прн все более высокых температурах (см. рнс. 4.12). (В ускорытелях элементарных часпщ те же скорости достнгшотсв без высокнх температур, н зто позволяет изучать такие реакдвн в лаборатории.) Первый этап-вмрмолдерное сгорание водорода, в ходе которого четыре протона, т.е. четыре ядра водорода, сливаются в результате ряда ревкпкй, пронсходащнх пры температуре 2 10' К ылы болъше, в одну а-частнцу, нлв вдро гелии.

Прн более высокых температурах (около 2. 10г К) сгорание гелия заставляет сливаться а-частнцы, но образующийся ыз двух а-частнц изотоп 'Ве нестабилен, поэтому прн объеднненнн трах а-частнп обра- 4. ОБРА3ОВАние сОлнечнОЙ системы 81 1011 кривая расаространйяиОС1И вяеывитоа Хь РЬ Рййиый нквяы 1 0 0 1О "1 В 1В гл Зг 00 1ОО 1вэ 140 100 1йо аэс аю в40 Массовса оисао, т.й. чисяо ивйтроиов и яротоиов в явре Рис. 4.12. Нуклеосинтеэ и раслросграиеииость пения см. в техсте и в приложении 7; б-отэлементов.

а — энергия связи, лриходящаяся иа носительная распространенность элементов один иуклон, т.е. лротои или нейтрои (верх- (нижняя кривая): значения выведены иэ данных ияя кривая): чем выше находится элемент иа о солнечных и метеоритных обилиях и соотэтой кривой, тем ои стабильнее. При цревраще- ветствуюг, как предполагается, распространениии менее стабильного ядра в более стабиль- ности элементов в Солнечной туманности. Занос высвобождается энергия, которая цроиор- метьте, что иа общу.о тенденцию к убыванию циоиальиа разности ординат, умноженной на значений накладываются лики, соответствующие число захваченных нуклоиов. Показаны иаибо- пикам или изменениям наклона иа верхней лее важные ядерные реакции. Дальнейшие объяс- кривой [Щ.

зуется '*С, который может принять еще одну н-частицу и превратиться в 'ОО. Этн реакции вызывают истощение геяия, и для начала термоядерного сгорания углерода или кислорода температура должна подвпъся примерно до 5 100 К. й результате этнх реакций получается за31, который особенно стабилен, и образуются некоторые другие ядра Чтобы заставить непосредственно слиться два ядра гвй11 потребовалось бы дальнейшее значительное повышение температуры, но еще до этого развнваются другие реакции, прп которых, по сути дела, происходит случайное разрушение некоторых нмеющихса ядер и соединение их осколков с другими ядрами„что в конце концов превращает ядра кремния в более стабильные н тжнелые ядра.

Этот процесс сгорания кремния при дальнейшем повышении температуры достигает равновесия (е-дрог)есс). Случайный е-процесс, при котором постоянно происходит как удаление частиц от ядер, так н их добавление, можно уподобить встряхиванию кщпгх-либо предметов в коробкеь если встряхнвать не слишком сильно, то зто приведет к более стабильному расположенню предметов. Точно о 1014 $ 101 ы о ь о оп 1Оь 1О' 3 3 "й 1Ог й о О вьь 01 РФ Н 1 1 1 ь 1/ 1 1 1 1 1 1 и! В в у3 Равновесный ВРРИВРР Сговв"" -'~ ~ ---ПРоавьс Оыьг ьв 51 ВР о Рь — ПРоцвсв ыв япея ньгв н 1.