2.8.6.3 Volfrám Izotópok

Míg ólom izotópok volna hasznos, a 182Hf–182W kronométer legalább olyan hatékony, meghatározó árak a növekedésre (Halliday, 2000; Halliday Lee, 1999; Harper pedig Jacobsen, 1996b; Jacobsen pedig Harper, 1996; Lee Halliday, 1996, 1997; Yin et al., 2002). Az U–Pb–hez hasonlóan a Hf-W rendszert inkább a magképződés modellkorának meghatározására használták (Dauphas et al., 2002; Horan et al., 1998; Kleine et al., 2002; Kramers, 1998; Lee and Halliday, 1995, 1996, 1997; Quitté et al., 2000; Schönberg et al., 2002). Mint korábban kifejtettük, ez nem hasznos egy olyan tárgyhoz, mint a Föld.

Harper et al. (1991) voltak az elsők, akik a Toluca vas-meteorit és a szilikát Föld közötti volfrámizotópos különbségre utaltak. Ezt követően világossá vált, hogy 182w-ban mindenütt egyértelműen feloldható hiány van a vas meteoritokban és a közönséges kondritok fémeiben, a szilikát Földön található atombőséghez viszonyítva (Harper and Jacobsen, 1996b; Horan et al., 1998; Jacobsen and Harper, 1996; Kleine et al., 2005a; Lee and Halliday, 1995, 1996; Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Scherstén et al., 2006). A vas meteoritokra vonatkozó legfrissebb és pontosabb adatok többségét Kleine et al. (2009). A legtöbb korai szegregált Fémek hiányos nagyjából 3-4 eW egység (300-400 ppm) képest a szilikát Föld. Néhányan még negatívabbnak tűnnek, de az eredmények nem oldódtak meg jól. Ennek a különbségnek a legegyszerűbb magyarázata az, hogy a fémek vagy a szilikát föld, vagy mindkettő a korai naprendszer volfrámjából vett, mielőtt az élő 182hf elpusztult volna.

a korai fémek és a szilikát Föld közötti volfrámizotópos különbség a földet és tározóit alkotó anyag időintervallumos Hf/W-ját tükrözi, 182hf élettartam alatt. A szilikát Föld Hf/W arányát a Newsom et al intenzív tanulmányának eredményeként 10-40 tartományban tartották. (1996). Ez nagyságrenddel nagyobb, mint a széntartalmú és a közönséges kondritokban, és a szárazföldi magképződés következménye. A BSE Hf/W arányának pontosabb értéke több vizsgálatot végzett. Halliday (2000, 2004) használt 15, Jacobsen (2005) használt 13.6. Ezt felfelé módosította Arévalo et al. (2009) hogy 18.7 és legutóbb König et al. (2011) hogy 25.8. Ezeket az értékeket további vizsgálatnak kell alávetni, ha a Föld nem-kondritikus refrakter aránya nagymértékben összeegyeztethetetlen a mérsékelten összeférhetetlen elemekkel, tehát a W/Hf, az ütközés eróziója miatt (O ‘ Neill and Palme, 2008). A Hf/W arány még magasabb lehet.

Ha a földfelszíni növekedésre, majd mag kialakulása volt korai, túlzott 182W lenne megtalálható a szilikát Föld, relatív átlagos napelem rendszer (céljából). A korai fémek és a szilikát Föld közötti volfrámizotópos különbség azonban önmagában nem korlátozza az időzítést. Meg kell tudni, hogy a 182hf atomi bőség a naprendszer kezdetén (vagy a (182hf/180hf)BSSI, a “tömeges naprendszer kezdeti”), valamint a kondritikus tározók összetétele, amelyekből a legtöbb fém-és szilikát tározót elkülönítették. Más szavakkal, alapvető fontosságú tudni, hogy a szilikát földben lévő “extra” 182w milyen mértékben kapcsolódik a felhalmozódott kondritikus prekurzor anyagokban vagy a magképződés előtt Hf/W ~ 1-vel rendelkező proto-földben felhalmozódott vas meteoritokhoz, és milyen mértékben tükrözi az izotóp összetételének felgyorsult változását a szilikát Föld magas Hf/W (26) miatt.

ezért néhány első próbálkozás a Hf–W használatára (Harper and Jacobsen, 1996b; Jacobsen and Harper, 1996) olyan értelmezéseket adott, amelyekről ismert, hogy helytelenek, mert a (182hf/180hf)BSSI alulképzett. Ez a HF–W kronometria központi aggodalma volt, amely nem vonatkozik az U–Pb-re, amelyre a szülő bőségét ma is meg lehet mérni. Az első megközelítés a várható (182hf/180hf)bssi modellezése nukleoszintetikus folyamatok szempontjából. Wasserburg et al. (1994) sikeresen megjósolta sok rövid életű nuklid kezdeti bőségét az aszimptotikus Óriáság (AGB) csillagokban a nukleoszintézis modelljével. A modell extrapolációja a < 10-5 alacsony (182hf/180hf)BSSI értéket jósolta. Ugyanakkor a magösszeomlású szupernóvák és az r-folyamat nukleoszintézise is valószínű forrásai a 182hf-nek (1.11.fejezet).

a második megközelítés a korai magas Hf/W fázis volfrám izotóp összetételének mérése volt. Írország (1991) a mesosiderite Vaca Muerta cirkonokban (nagyon magas Hf koncentrációval)mért 182w mennyiségét ionszondával próbálta mérni, és ebből arra következtetett, hogy a (182hf/180hf) BSSI < 10-4 volt. Sajnos ezek a cirkonok nem voltak megfelelő pontossággal keltezve (Írország és Wlotzka, 1992), hogy nagyon biztosak legyenek a pontos hafnium-bőségek extrapolációjával kapcsolatban. Ennek ellenére a munka és a Wasserburg et al. (1994), Jacobsen és Harper (1996)feltételezte, hogy a (182hf/180hf) BSSI valóban alacsony (~10-5). Arra a következtetésre jutottak, hogy a volfrám izotóp összetételének különbsége a Toluca vas meteorit és a földfelszíni érték között csak a magas Hf/W-os szilikát Földön belüli radioaktív bomlással állítható elő. Ezért a földi magképződés által termelt Hf/W frakcionálásnak korán kellett lennie. Azt jósolták, hogy a föld nagyon gyorsan felhalmozódott a < 15 Ma magképződés modellkorával a naprendszer kezdete után.

Lee and Halliday (1995, 1996, 1997) és Quitté et al. (2000) a kondritok és az eukritok mérésével kimutatták, hogy (182HF/180hf)a bssi körülbelül 10-4 volt, ami számos új modellhez vezetett, azon a feltételezésen alapulva, hogy a 182hf-et ugyanolyan típusú r-folyamat helyszínen állítják elő, mint az aktinideket (Qian and Wasserburg, 2000; Qian et al., 1998; Wasserburg et al., 1996). A kritikus mérés az ömlesztett kondritok mérése volt, de a 182w/184w ömlesztett szén (Lee and Halliday, 1995, 1996) és a szokásos chondritok (Lee and Halliday, 2000a) legkorábbi mérései körülbelül 200 ppm-rel helytelenek voltak. Ők hozott látszólagos kompozíciók, hogy belül a hiba a földi érték, ami a következtetésre jutott, hogy bár a vas meteorit szülő szervek, Vesta, valamint a Mars accreted, differenciált belül néhány millió év (Lee Halliday, 1996, 1997), a földi mag kialakulását késett vagy elhúzódó (Halliday, 2000). Enstatit chondrites ezzel szemben úgy tűnt, hogy egy jól meghatározott hiányosság 182w (eW = – 1,5 – 2,0) (Lee and Halliday, 2000B).

ezt követően három csoport (Kleine et al., 2002; Schönberg et al., 2002; Yin et al., 2002) a széntartalmú és a közönséges kondritok összetétele is megegyezik az enstatit kondritok összetételével, és a széntartalmú és a közönséges kondritok korábbi Lee és Halliday eredményei hibásak voltak. Ennek az eltérésnek az oka soha nem oldódott meg teljesen. Az a tény azonban, hogy az Adatok Olyan közel álltak a földfelszíni sugárzáshoz, az előkészítés vagy elemzés során valamilyen szennyeződést jelent. Az ásványi vagy fém különálló adatokban nem találtak ilyen hatásokat. A helyes (182hf / 180hf)Bssi által meghatározott Kleine et al. (2002), Schönberg et al. (2002), és Yin et al. (2002) még mindig körülbelül 10-4, de körülbelül a fele, hogy a korábban becsült. A naprendszer átlagos volfrámizotópos összetételének legmegbízhatóbb jelenlegi értéke a kiterjedt chondrite vizsgálatokból e182W = -1,9 ± 0,1 (Kleine et al., 2004a, 2009).

a (182hf/180hf)bssi pontosabb becslését ásványi izotópos adatokból nyerik, amely viszonylag nagy elterjedést határoz meg a Hf/W. Kleine et al. (2002) és Yin et al. (2002) mindkét kapott kezdeti 182hf/180hf értékek belső izokronok megfelelő körülbelül 1,0 × 10-4. Nemrég, Burkhardt et al. (2008)meghatározott belső izokronok CAIs, amelyek meghatározzák a (182hf/180hf) BSSI a (9.72 ± 0.44) × 10-5. Ezek az adatok összhangban vannak a (fiatalabb)angritek (Markowski et al., 2007).

A Cai-ból származó naprendszer kezdeti volfrám izotópos összetétele e182w = -3,28 ± 0,12 (Burkhardt et al., 2008). Burkhardt et al. (2012) savas kimosódási kísérleteket végzett a Murchison meteoriton, és elemezte a volfrám izotópkompozíciókat. Egy s-folyamattal dúsított komponens jelenléte miatt 182w/184w és 183w/184w kovariációt találtak. Ezt a korrelációt használták a Burkhardt et al CAI adatainak kijavítására. (2008) a nucleosynthetic anomáliák, ami azt eredményezte, hogy egy lefelé shift a kezdeti volfrám izotóp-összetétele a naprendszer, hogy e182W = -3.51 ± 0.10, majd egy kis változás, hogy a (182Hf/180Hf)BSSI érték (9.81 ± 0.41) × 10-5. Az e182wbssi és a vas meteoritokra vonatkozó adatok összehasonlítása azt mutatja, hogy sok magmatikus vas meteoritnak van egy volfrám izotóp összetétele, amely megközelíti az e182WBSSI értéket (Kleine et al., 2005a; Lee, 2005; Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Scherstén et al., 2006). Vannak olyan kompozíciók, amelyeket a kozmikus besugárzás befolyásolt (Leya et al., 2003), amelyet a meteoritok soros szakaszai könnyen bizonyítanak, ahol a hatás korrelál a kozmogén 3HE-vel, részben pedig a kozmikus ray penetráció függvényében (Markowski et al., 2006b) korrekcióra szoruló (Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Schersten et al., 2006). Nagy pontosságú volfrám izotóp adatok a vas meteoritok, amelyek korrekciókat minta naptári kora hatás kicsi, vagy jól meghatározott, adja meg az első bizonyíték, hogy a szülő szervek vas meteoritok accreted, elolvadt, differenciált, előállított magmatikus mag belül az első 2 Ma a naprendszerben. A magmatikus vas meteoritok frakcionált kristályosodást mutatnak, és olyan textúrákat mutatnak, amelyek lehetővé teszik az elhúzódó hűtési sebesség becslését, összhangban azokkal, amelyek körülbelül 10-400 km méretű bolygóobjektumok magjait képviselik (Wasson, 1985). Mint ilyen, egyértelmű, hogy a bolygóembriók elméletét sokan dinamikai szimulációkban (Chambers, 2004; Lissauer, 1987; Morbidelli et al., 2009; Weidenschilling, 2000) valóban létezett, és hogy nagyon korán megolvadtak és magképződésen mentek keresztül.

mint korábban említettük, a volfrám izotópok nem korlátozzák, hogy a magképződés mennyi ideig tartott a Földön. Azonban Az eredmények Kleine et al. (2002), Schönberg et al. (2002), és Yin et al. (2002) új kényszert biztosít arra, hogy a Föld magjának jelentős része a naprendszer első 10 Ma-jában keletkezzen. Korábban a Halliday (2000) becslése szerint az átlagos élettartamnak, a Föld tömegének 63% – ának exponenciálisan csökkenő felhalmozódási arányokkal történő felhalmozásához szükséges időnek 25-40 Ma tartományban kell lennie, a volfrám és az ólom izotóp adatai által a földre előírt kombinált korlátok alapján. Yin et al. (2002) azzal érvelt, hogy a Föld felhalmozódásának átlagos élettartama több, mint 11 Ma, a kondritok újonnan meghatározott volfrámizotópos összetétele alapján. A föld ólomizotóp-adatait nehéz összeegyeztetni a már tárgyalt gyors felhalmozódási sebességekkel (16.ábra). Ezért a volfrám-és/vagy ólomizotóp-adatokon alapuló modellek között nyilvánvaló eltérés mutatkozik.

Halliday (2004) felhívta a figyelmet erre az eltérésre, és azt javasolta, hogy a legvalószínűbb ok a növekvő bolygóobjektumok fémmagjai és a Föld szilikát részei közötti hiányos keverés volt. Ha a fém közvetlenül keveredik a fémmel, a bejövő tárgy “kora” részben megmarad. Erős bizonyíték van arra, hogy ez az “egyensúlyi magképződés” fontos volt a Föld felhalmozódásának egy részében. Bár a Föld exponenciálisan csökkenő növekedési üteme Monte Carlo szimulációkon alapul, intuitív értelemben véve az ütközések egyre csökkenő valószínűségét, a valóság nem lehet ilyen egyszerű. Ahogy a bolygók nagyobbak lesznek, az ütköző tárgyak átlagos méretének is növekednie kell. Mint ilyen, úgy gondolják, hogy a bolygó felhalmozódásának későbbi szakaszai jelentős ütközéseket tartalmaznak. Ez egy sztochasztikus folyamat, amelyet nehéz megjósolni és modellezni. Ez azt jelenti, hogy a jelenlegi modellezés csak a legjobb esetben nyújthatja a felhalmozódás történetének durva leírását. Úgy gondolják, hogy a Hold az óriási becsapódásnak nevezett ütközés eredménye (lásd a 2.8.8.1. szakaszt).

ahogy a tárgyak egyre nagyobbak lesznek, úgy tűnik, hogy a fém és a szilikát kiegyenlítésének esélye kevésbé valószínű. Úgy tűnik, hogy az óriási becsapódási szimulációk jelentős mennyiségű közvetlen mag-mag keveredéshez vezetnek (Canup and Asphaug, 2001). Ez a helyzet, a szilikát Föld volfrám-és ólomizotópos összetétele csak részleges kiegyenlítést tükrözhet a beérkező anyaggal, így a volfrám-és ólomizotópos összetétel részben öröklődik. Ezt Halliday (2000) részletesen modellezte az óriási hatás összefüggésében, amelyet Vityazev et al tanulmányozott. (2003) és Yoshino et al. (2003) a csillagméretű objektumok egyenlőségének összefüggésében. Ha helyes, ez azt jelentené, hogy a felhalmozódás még lassabb volt, mint a volfrámból vagy az ólom izotópokból levezethető. Ha az ólom könnyebben kiegyenlíthető, mint a volfrám, bármilyen okból, segíthet megmagyarázni a két kronométer közötti eltérés egy részét. Az ólom volfrámtól való elválasztásának egyik lehetséges módja a relatív volatilitás. Az ólmot gőzfázis-csere útján lehetett volna kiegyenlíteni, míg a volfrám ezt nem tudta volna ilyen könnyen megtenni, és intim fizikai keverést és csökkentést igényelne az egyensúly elérése érdekében (Halliday, 2004) (17.és 18. ábra).

17.ábra. Példa a folyamatos magképző modellekre, amelyek Holdképző óriás hatással vannak az 125 Ma-ra a legújabb paraméterek felhasználásával (Kleine et al., 2009) és a König et al. (2011) hogy 25.8. A modell a BSE volfrám izotóp összetételét adja (e182W = 0), és szabványos folytonos magképződést alkalmaz, amelyben a felhalmozódott bolygóanyag teljesen keveredik a szilikát földdel, mielőtt további maganyag elkülönülne. A használt késői furnér csak a szokásos chondrite összetétel 0,1% – a. A kísérleti petrológusok általában azon a feltételezésen dolgoznak, hogy a mag egy ilyen mechanizmuson keresztül nőtt.

18.ábra. Példa a folyamatos magképző modellekre, amelyek Holdképző óriás hatással vannak az 125 Ma-ra a legújabb paraméterek felhasználásával (Kleine et al., 2009) és a König et al. (2011) az 25.8. A modell a BSE w izotópos összetételét adja (e182W = 0), és hasonló a 17. ábrán, de a bolidból származó fém aránya (50%) közvetlenül keveredik a Föld magjával, és soha nem egyenlíti ki izotóposan a szilikát földdel. A dinamikus szimulációk általában jobban hasonlítanak erre a modellre, mint a 17.ábra.

annak mértéke, hogy a fém-és szilikátkeveréket és az equilibrátot az utóbbi években széles körben megvitatták nemcsak izotóp szempontból (pl. Halliday, 2000, 2004, 2008; Kleine et al., 2004b; Nimmo et al., 2010; Rudge et al., 2010), de folyékony dinamikai szempontból is (Dahl and Stevenson, 2010; Deguen et al., 2011; Rubie et al., 2007; Sámuel, 2012; Samuel et al., 2010; Yoshino et al., 2003). Rubie et al. (2003) nézett ekvilibrációs a szétszórt süllyedő cseppek a magma óceán, feltéve, egyértelmű bizonyíték arra, hogy ilyen körülmények között, ekvilibrációs között, fém -, szilikát elérhető lenne. Dahl and Stevenson (2010) azonban megvizsgálta, hogy egy nagy ütközésmérő magja milyen mértékben szakad meg Rayleigh–Taylor instabilitásától, vagy közvetlenül keveredik a Föld magjával a növekedés során. Ez többek között az ütközés szögétől függ.

a hiányos kiegyenlítés nem csak a volfrám rövidebb időtávjaira ad magyarázatot az ólomizotópokhoz képest. Ez magyarázza a szilikát Föld siderophile költségvetése közötti nyilvánvaló eltéréseket is (Rubie et al., 2011).

miután elvégezte ezeket a figyelmeztető kijelentéseket, még mindig lehet valami hasznosat mondani az Általános felhalmozódási időtávokról. Az összes legutóbbi kombinált felhalmozódás / folyamatos magképző modell (Halliday, 2004, 2008; Jacobsen, 2005; Kleine et al., 2004b, 2009; Yin et al., 2002) egyetértenek abban, hogy az időkorlát a 107-108 év közötti tartományban van, amint azt a Wetherill (1986) megjósolta. Ezért kifejezetten értékelhetjük a korábban javasolt planetáris felhalmozódás modelljeit (lásd a 2.8.3.6.szakaszt) az alábbiak szerint.

a kulcskérdés az, hogy a volfrám izotópok használata önmagában korlátozza az elhúzódó felhalmozódás legkorábbi szakaszait (az első 50% – os mondatok nagy részét a when) sokkal modellfüggőbb, mint a későbbi események korlátai. Ennek oka az, hogy a legkorábbi rekordot a későbbi felhalmozódás felülnyomta, a korai volfrámot pedig a magképződés eltávolította. A 17.és a 18. ábrán két végtagú példa látható. Mindkettő csak a volfrám izotópok alapján érvényes, és feltételezik, hogy a hold körülbelül 125 Ma-On alakult (lásd a 2.8.8.2.szakaszt). Az egyik azt mutatja, a korai és gyors felhalmozódás, majd egy hosszú szünet előtt az Óriás hatása, amely nem igényel egyensúlyhiány (ábra 17). A másik elhúzódó, exponenciálisan csökkenő elhatárolást mutat, amely egyensúlyhiányt igényel (18.ábra).

tekintettel a volfrám és az ólom közötti eltérésre (Halliday, 2000, 2004), plusz a folyadék dinamikus bizonyíték (Dahl and Stevenson, 2010; Deguen et al., 2011; Sámuel 2012; Samuel et al., 2010; Yoshino et al., 2003), valamint a kísérleti petrológiai bizonyítékok (Rubie et al., 2011), valószínűnek tűnik, hogy az elhúzódó felhalmozódás egyensúlyi magképződéssel (inkább a 18.ábrán szereplő modellhez hasonlóan) a Föld kialakulásának jobb közelítése.

azzal érveltek, hogy a nagyobb kimerülése, a vas, valamint a tellúr a szilikát Föld relatív, hogy a Hold (Ábra 14) tükrözi egy további kis mennyiségű földi mag kialakulását követően az óriás ütközés (Halliday et al., 1996; Yi et al., 2000). Egyszerűen tükrözheti a Föld és a Föld közötti különbségeket is. A növekvő bizonyítékok azonban arra utalnak, hogy a Hold atomjai a földből származnak, nem pedig a Theia-ból, amint azt az alábbiakban tárgyaljuk. Wood and Halliday (2005) azt javasolta, hogy Theia jelentős mennyiségű ként adjon hozzá a földhöz, és ez elősegítette a további magképződést, különösen az ólom magba történő felosztásának növekedését az óriási hatás után. Ha további óriás becsapódás utáni magképződés történt a Földön, akkor kisebbnek kellett lennie a Föld–Hold hasonlóságok megőrzése érdekében, és a késői furnér hozzáadása előtt kellett megtörténnie, amint azt a 2.8.10. szakasz tárgyalja.