2.8.6.3 Izotopů Wolframu

Zatímco vedení izotopy byly užitečné, 182Hf–182W chronometr byl přinejmenším stejně účinný pro definování míry akrece (Halliday, 2000; Halliday a Lee, 1999; Harper a Jacobsen, 1996b; Jacobsen a Harper, 1996; Lee a Halliday, 1996, 1997; Jin et al., 2002). Stejně jako U-Pb byl systém Hf-W používán spíše pro definování modelového věku tvorby jádra (Dauphas et al., 2002; Horan et al., 1998; Kleine a kol., 2002; Kramers, 1998; Lee a Halliday, 1995, 1996, 1997; Quitté et al., 2000; Schönberg a kol., 2002). Jak bylo vysvětleno dříve, není to užitečné pro objekt, jako je země.

Harper et al. (1991) byly první poskytnout náznak wolframu izotopové rozdíl mezi železem meteorit Toluca a silikátové Zemi. To následně vyšlo najevo, že existuje všudypřítomný jasně srozumitelný deficit v 182W v železných meteoritech a kovy obyčejné chondrity, relativní atomové hojnosti nalezené v silikátové Zemi (Harper a Jacobsen, 1996b; Horan et al., 1998; Jacobsen a Harper, 1996; Kleine a kol., 2005a; Lee a Halliday, 1995, 1996; Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Scherstén a kol., 2006). Shrnutí většiny nedávno publikovaných a přesnějších údajů o železných meteoritech je uvedeno v Kleine et al. (2009). Většina časně oddělených kovů je ve srovnání s křemičitanovou zemí deficitní zhruba o 3-4 eW jednotky (300-400 ppm). Některé se zdají být ještě negativnější, ale výsledky nejsou dobře vyřešeny. Nejjednodušším vysvětlením tohoto rozdílu je to, že kovy nebo silikátová země nebo oba vzorkované časné wolframové sluneční soustavy před živým 182Hf se rozpadly.

tungsten izotopové rozdíl mezi počátkem kovů a křemičitých Zemin odráží čas-integrované Hf/W materiálu, který tvořil Zemi a jeho nádrží, během života 182Hf. Poměr Hf / W silikátové zeminy byl považován za v rozmezí 10-40 v důsledku intenzivní studie Newsom et al. (1996). Jedná se o řád vyšší než u uhlíkatých a obyčejných chondritů a důsledek tvorby pozemského jádra. Přesnější hodnota pro poměr Hf/W BSE vyžaduje více studií. Halliday (2000, 2004) použil 15 a Jacobsen (2005) použil 13.6. Toto bylo revidováno směrem nahoru Arévalo et al. (2009) do 18.7 a naposledy König et al. (2011) do 25.8. Tyto hodnoty bude potřebovat další vyšetření, pokud Země má nonchondritic poměr žáruvzdorných vysoce neslučitelné se mírně nekompatibilní prvky, tedy W/Hf, protože dopad eroze (O ‚ neill a Palme, 2008). Poměr Hf / W by mohl být ještě vyšší.

Pokud zemské akrece a core formace byly brzy, přebytek 182W našel by se v silikátové Zemi v poměru k průměrné sluneční soustavy (chondrity). Nicméně, izotopový rozdíl wolframu mezi časnými kovy a silikátovou zemí sám o sobě neposkytuje omezení načasování. Člověk potřebuje vědět, atomové množství 182Hf na začátku sluneční soustavy (nebo (182Hf/180Hf)BSSI, bulk solární systém počáteční‘) a složení chondritic nádrží, z nichž většina kovové a silikátové nádrží byly odděleny. Jinými slovy, je nezbytné vědět, do jaké míry „extra“ 182W v silikátové Země vzhledem k železné meteority nahromaděné v kvasila chondritic prekurzorové materiály nebo proto-Země s Hf/W ~ 1 před základní tvorbu a do jaké míry to odráží zrychlené změny v izotopové složení, protože vysoké Hf/W (26) v silikátové Zemi.

z tohoto důvodu, některé z prvních pokusů o použití Hf–W (Harper a Jacobsen, 1996b; Jacobsen a Harper, 1996) dal výklady, které jsou nyní známo, že je nesprávné, protože (182Hf/180Hf)BSSI byl underconstrained. To byl ústřední problém v chronometrii Hf–W, která se nevztahuje na U-Pb, pro které lze dnes měřit hojnost rodičů. První přístup je modelovat očekávané (182Hf/180Hf)BSSI z hlediska nukleosyntetických procesů. Wasserburg et al. (1994) úspěšně předpověděl počáteční abundances mnoha krátký-žil nuklidy pomocí modelu nucleosynthesis v Asymptotic Giant Branch (AGB) hvězd. Extrapolace jejich modelu předpovídala nízkou (182Hf/180Hf)BSSI < 10-5. Nicméně, jádro-kolaps supernovy a R-proces nukleosyntéza jsou také věrohodné zdroje 182Hf (Kapitola 1.11).

druhým přístupem bylo měření izotopového složení wolframu v rané fázi s vysokým Hf / W. Irsko (1991) se pokusil změřit množství 182W v zirkonů (s velmi vysokou Hf koncentrace) z mesosiderite Vaca Muerta, pomocí iontové sondy, a z toho dovodil, že (182Hf/180Hf)BSSI < 10-4. Bohužel tyto zirkony nebyly datovány s dostatečnou přesností (Irsko a Wlotzka, 1992), aby si byly velmi jisté o časové extrapolaci přesných hojností hafnia. Nicméně na základě této práce a modelu Wasserburg et al. (1994), Jacobsen a Harper (1996) předpokládali, že (182Hf/180Hf)BSSI byla skutečně nízká (~10-5). Dospělo se k závěru, že rozdíl v wolframu izotopové složení mezi železem meteorit Toluca a pozemní hodnoty by byly pouze produkované radioaktivním rozpadem ve silikátové Země s vysokou Hf/W. Proto musela být frakcionace Hf / W produkovaná pozemskou tvorbou jádra brzy. Předpověděli, že země velmi rychle narůstá s modelovým věkem tvorby jádra < 15 Ma po startu sluneční soustavy.

Lee and Halliday (1995, 1996, 1997)a Quitté et al. (2000) ukázali na základě měření chondrity a eucrites, že (182Hf/180Hf)BSSI bylo asi 10-4, což vedlo k řadě nových modelů založených na předpokladu, že 182Hf se vyrábí ve stejné r-proces web jako aktinidy (Qian a Wasserburg, 2000; Qian et al., 1998; Wasserburg et al., 1996). Kritická měření bylo, že hromadné chondrity, ale nejdříve měření 182W/184W hromadné uhlíkaté (Lee a Halliday, 1995, 1996) a obyčejné chondrity (Lee a Halliday, 2000a) byly nesprávné asi 200 ppm. Přinesla zjevné skladby, které byly v rámci chyby pozemní hodnotu, což vede k závěru, že i když železný meteorit nadřazené orgány, Vesta a Mars kvasila a diferencované během několika milionů let (Lee a Halliday, 1996, 1997), zemské jádro formace bylo pozdě, nebo vleklé (Halliday, 2000). Naproti tomu se zdálo, že enstatitové chondrity mají dobře definovaný nedostatek v 182W (eW = – 1,5 až − 2,0) (Lee a Halliday, 2000b).

následně to bylo ukázáno třemi skupinami (Kleine et al., 2002; Schönberg et al., 2002; Yin et al., 2002), že uhlíkaté a obyčejné chondrity mají také stejné složení jako enstatite chondrity a starší Lee a Halliday výsledky pro uhlíkaté a obyčejné chondrity jsou na omylu. Důvod tohoto rozporu nebyl nikdy zcela vyřešen. Skutečnost, že údaje byly tak blízko pozemským, by však znamenala určitou formu kontaminace během přípravy nebo analýzy. Žádné takové účinky nebyly nalezeny v minerálních nebo kovových oddělených datech. Správná (182Hf/180Hf)BSSI stanovená Kleine et al. (2002), Schönberg et al. (2002), a Yin et al. (2002) bylo stále asi 10-4, ale asi polovina toho, co se dříve odhadovalo. Nejspolehlivější aktuální obrázek pro průměr wolframové izotopové složení sluneční soustavy z rozsáhlé chondrit studie je e182W = -1.9 ± 0.1 (Kleine et al., 2004a, 2009).

přesnější odhad (182Hf/180Hf)BSSI se získává z minerálních izotopových dat, který definuje poměrně velké rozšíření v Hf/W. Kleine et al. (2002) a Yin et al. (2002) oba získali počáteční hodnoty 182Hf / 180Hf z vnitřních izochronů odpovídajících přibližně 1,0 × 10-4. Nedávno, Burkhardt a kol. (2008) zjistili, vnitřní isochrony pro CAIs, které definují (182Hf/180Hf)BSSI (9.72 ± 0.44) × 10-5. Tyto údaje jsou v souladu s věkem a (182Hf/180Hf)t (mladších) angrites (Markowski et al., 2007).

počáteční izotopové složení wolframu sluneční soustavy z CAIs bylo prokázáno jako e182W = -3,28 ± 0,12 (Burkhardt et al ., 2008). Burkhardt et al. (2012) provedl experimenty s vyluhováním kyseliny na meteoritu Murchison a analyzoval izotopové kompozice wolframu. Zjistili kovariaci 182W / 184W a 183W/184W kvůli přítomnosti složky obohacené o S-proces. Použili tuto korelaci k opravě údajů CAI Burkhardt et al. (2008) pro nucleosynthetic anomálie, což mělo za následek posun směrem dolů z počáteční wolframu izotopové složení sluneční soustavy, aby e182W = -3.51 ± 0.10, a nepatrná změna (182Hf/180Hf)BSSI hodnotu (9.81 ± 0.41) × 10-5. Srovnání mezi e182WBSSI a údaji o železných meteoritech ukazuje, že mnoho magmatických železných meteoritů má izotopové složení wolframu, které se blíží hodnotě e182WBSSI (Kleine et al ., 2005a; Lee, 2005; Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Scherstén a kol., 2006). Některé mají kompozice, které byly ovlivněny kosmickým ozářením (Leya et al ., 2003), snadno demonstrováno sériovými úseky meteoritů, kde je vidět, že účinek je korelován s kosmogenním 3He a částečně distribuován jako funkce pronikání kosmického záření (Markowski et al ., 2006b) vyžadující opravu (Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Schersten et al., 2006). Vysoce přesné wolframu izotopická data pro železné meteority, pro které opravy pro kosmogonických účinky jsou malé nebo dobře definován, poskytují první důkaz, že rodič těla železné meteority kvasila, rozpuštěné, diferencované, a produkoval magmatické jader během prvních 2 Ma sluneční soustavy. Magmatické železné meteority vykazují známky frakční krystalizace a vykazují textury, které umožňují odhady o vleklé chlazení sazby, a to v souladu s nimi představující jader planetárních objektů o 10-400 km ve velikosti (Wasson, 1985). Jako takové je zřejmé, že planetární embrya teoretizovala mnoho v dynamických simulacích (Chambers, 2004; Lissauer, 1987; Morbidelli et al., 2009; Weidenschilling, 2000) skutečně existovaly a že se roztavily a prošly formací jádra velmi brzy.

jak bylo uvedeno výše, izotopy wolframu neomezují, jak dlouho na Zemi přetrvávala tvorba jádra. Výsledky Kleine et al. (2002), Schönberg et al. (2002), a Yin et al. (2002) poskytují nové omezení, že významná část jádra Země se musela vytvořit v prvních 10 Ma Sluneční soustavy. Dříve, Halliday (2000) odhaduje, že průměrný život, čas potřebný, aby se hromadí 63% Zemské hmotnosti s exponenciálně klesá narůstání sazby, musí ležet v rozmezí 25-40 Ma založena na kombinované omezení vyplývající z wolframu a olova izotopových dat pro Zemi. Jin a kol. (2002) tvrdil, že průměrná životnost pro narůstání země musí být spíše 11 Ma na základě nově definovaného izotopového složení wolframu chondritů. Údaje o izotopech olova pro Zemi je těžké sladit s tak rychlou rychlostí narůstání ,jak již bylo diskutováno (obrázek 16). Proto existuje zjevný rozpor mezi modely založenými na údajích o izotopech wolframu a / nebo olova.

Halliday (2004) upozornil na tento rozpor a navrhla, že nejpravděpodobnější příčinou bylo neúplné promíchání kovového jádra akreditována planetární objekty a silikátové části Země. Pokud se kov mísí přímo s kovem, “ věk “ příchozího objektu je částečně zachován. Existují silné důkazy, že tato „nerovnovážná formace jádra“ byla důležitá pro část narůstání země. Ačkoli exponenciálně klesající rychlost růstu země je založena na simulacích Monte Carlo a dává intuitivní smysl vzhledem ke stále klesající pravděpodobnosti kolizí, realita nemůže být tak jednoduchá. Jak se planety zvětšují, musí se také zvýšit průměrná velikost objektů, se kterými se srazí. Jako takový, předpokládá se, že pozdější fáze planetární akrece zahrnují velké kolize. Jedná se o stochastický proces, který je těžké předvídat a modelovat. To znamená, že současné modelování může poskytnout pouze, při nejlepším, hrubý popis historie narůstání. Měsíc je považován za produkt takové kolize zvané obří dopad (viz bod 2.8.8.1).

Jak se objekty zvětšují, zdá se, že šance na rovnováhu kovu a křemičitanu jsou méně pravděpodobné. Zdá se, že obří simulace dopadu vedou ke značnému množství přímého míchání jádra a jádra (Canup a Asphaug, 2001). To je případ, izotopové složení wolframu a olova silikátové země by mohlo odrážet pouze částečnou rovnováhu s příchozím materiálem, tak, že izotopové složení wolframu a olova je částečně zděděno. To bylo podrobně modelováno Hallidayem (2000)v kontextu Obřího dopadu a bylo studováno Vityazevem et al. (2003) a Yoshino et al. (2003) v souvislosti s rovnováhou objektů velikosti asteroidů. Pokud je to správné, znamenalo by to, že nárůst byl ještě pomalejší, než lze odvodit z izotopů wolframu nebo olova. Pokud se olovo vyrovnává snadněji než wolfram, z jakéhokoli důvodu, mohlo by to pomoci vysvětlit některé nesrovnalosti mezi těmito dvěma chronometry. Jedním z možných způsobů, jak oddělit olovo od wolframu, by byla jejich relativní volatilita. Vedení mohlo být do rovnovážného stavu do plynné fáze výměny, zatímco wolframu by nebyl schopen dělat to tak snadno, a bude vyžadovat intimní fyzický míchání a snížení dosáhnout ustavení rovnováhy (Halliday, 2004) (Obr. 17 a 18).

Obrázek 17. Příklad kontinuálních modelů tvorby jádra s dopadem obra tvořícího měsíc při 125 Ma s využitím nejnovějších parametrů (Kleine et al ., 2009) a Hf / W BSE König et al. (2011) do 25.8. Model výnosů wolframu izotopové složení BSE (e182W = 0) a používá standardní kontinuální core formace, ve které se spojil planetární materiál plně mísí s silikátové Zemi, než je segregace dalšího materiálu jádra. Použitá pozdní dýha je pouze 0,1% běžného složení chondritu. Experimentální petrologové obvykle pracují na předpokladu, že jádro rostlo prostřednictvím takového mechanismu.

Obrázek 18. Příklad kontinuálních modelů tvorby jádra s dopadem obra tvořícího měsíc při 125 Ma s využitím nejnovějších parametrů (Kleine et al ., 2009) a Hf / W BSE König et al. (2011) ze dne 25.8. Model výnosů W izotopové složení BSE (e182W = 0) a je jako na Obrázku 17, ale podíl (50%) kov z bolid mísí přímo s Zemského jádra a nikdy vyrovná isotopically s křemičité Zemi. Dynamické simulace obvykle vypadají spíše jako tento model než na obrázku 17.

do jaké míry kovové a silikátové mix a vyrovnala se diskutovalo v posledních letech nejen z izotopové hlediska (např. Halliday, 2000, 2004, 2008; Kleine et al., 2004b; Nimmo a kol., 2010; Rudge et al., 2010), ale také z dynamického hlediska tekutin (Dahl a Stevenson, 2010; Deguen et al., 2011; Rubie a kol., 2007; Samuel, 2012; Samuel a kol., 2010; Yoshino a kol., 2003). Rubie a kol. (2003) zkoumal rovnováhu rozptýlených potápějících se kapiček v magmatickém oceánu a poskytl jasný důkaz, že za těchto okolností by bylo dosaženo rovnováhy mezi kovem a křemičitanem. Nicméně, Dahl a Stevenson (2010), podíval se na stupeň, na který jádro velké nárazové těleso by se rozbít z Rayleigh–Taylorovy nestability nebo mix přímo s jádrem Země během růstu. To závisí mimo jiné na úhlu nárazu.

neúplná rovnováha poskytuje nejen možné vysvětlení kratších časových lhůt wolframu vzhledem k izotopům olova. Vysvětluje také některé zjevné nesrovnalosti mezi siderofilními rozpočty silikátové země (Rubie et al ., 2011).

po provedení všech těchto varovných prohlášení lze stále uvést něco užitečného o celkových časových harmonogramech nárůstu. Všechny nedávné kombinované modely akrece / kontinuální tvorby jádra (Halliday, 2004, 2008; Jacobsen, 2005; Kleine et al., 2004b, 2009; Yin et al., 2002) se shodují, že časové lhůty jsou v rozmezí 107-108 let, jak předpovídal Wetherill (1986). Proto můžeme konkrétně vyhodnotit modely planetární akrece navržené dříve (viz oddíl 2.8.3.6) následujícím způsobem.

klíčová otázka je, že použití izotopů wolframu sám omezit nejranějších fázích vleklé akrece (kolik prvních 50% říct, že byl se spojil do kdy), je mnohem více model-závislé, než jsou omezení na to, co se stalo později. Je to proto, že nejstarší záznam byl ovlivněné později narůstání a brzy wolframu byl odstraněn tím, že jádro formace. Dva příklady koncových členů jsou znázorněny na obrázcích 17 a 18. Oba jsou platné pouze na základě izotopů wolframu a předpokládají, že Měsíc vznikl při asi 125 Ma (viz oddíl 2.8.8.2). Jeden ukazuje časné a rychlé narůstání následuje dlouhé přestávce před obří dopad, který nevyžaduje žádnou nerovnováhu (Obrázek 17). Druhý ukazuje zdlouhavý, exponenciálně klesající nárůst, který vyžaduje nerovnováhu (obrázek 18).

vzhledem k rozporu mezi wolframem a olovem (Halliday, 2000, 2004) a dynamickým důkazem tekutin (Dahl a Stevenson, 2010; Deguen et al., 2011; Samuel 2012; Samuel et al., 2010; Yoshino a kol., 2003), plus experimentální petrologický důkaz (Rubie et al., 2011), zdá se pravděpodobné, že delší narůstání nerovnováhy s core formace (více líbí model na Obrázku 18) je lepší aproximací formování Země.

To bylo argumentoval, že větší deplece železa a telluru v silikátové Země vzhledem k Měsíci (Obrázek 14) odráží další malé množství zemské jádro vznik v návaznosti na obrovský dopad (Halliday et al., 1996; Yi et al., 2000). Mohlo by to také jednoduše odrážet rozdíly mezi Theií a zemí. Nicméně, rostoucí důkazy ukazují na atomy měsíce, které byly odvozeny od země, spíše než Theia, jak je popsáno níže. Dřevo a Halliday (2005) navrhuje, že Theia přidáno značné množství síry na Zemi a že toto podporoval další základní formace a zejména zvýšení rozdělení vést do jádra po obří dopad. Pokud na Zemi došlo k dalšímu vytvoření jádra po obřím dopadu, muselo to být menší, aby se zachovala podobnost Země-Měsíc, a muselo dojít před přidáním pozdní dýhy, jak je popsáno v oddíle 2.8.10.