2.8.6.3 Wolfram Isotoper

mens blyisotoper har vært nyttige, har 182hf–182w kronometer vært minst like effektive for å definere akkresjonshastigheter (Halliday, 2000; Halliday og Lee, 1999; Harper Og Jacobsen, 1996b; Jacobsen OG Harper, 1996; Lee Og Lee.halliday, 1996, 1997; yin et Al., 2002). Som U-Pb har Hf–w-systemet blitt brukt mer for å definere en modellalder for kjernedannelse (Dauphas et al., 2002; Horan et al., 1998; Kleine et al., 2002; Kramers, 1998; Lee Og Halliday, 1995, 1996, 1997; Et al., 2000; Sch@nberg et al., 2002). Som forklart tidligere, er dette ikke nyttig for et objekt som Jorden.

Harper et al. (1991) var de første som ga et snev av en wolframisotopisk forskjell mellom jernmeteoritten Toluca og silikatjorden. Det ble senere klart at det eksisterer et allestedsnærværende klart oppløselig underskudd I 182w i jernmeteoritter og metaller av vanlige kondritter, i forhold til atomoverfloden som finnes i silikatjorden (Harper Og Jacobsen, 1996b; Horan et al. , 1998; Jacobsen og Harper, 1996; Kleine et al., 2005a; Lee Og Halliday, 1995, 1996; Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Schersté et al., 2006). Et sammendrag av de fleste nylig publiserte og mer presise data for jernmeteoritter er gitt I Kleine et al. (2009). De fleste tidlige segregerte metaller er mangelfull med omtrent 3-4 eW-enheter (300-400 ppm) i forhold til silikatjorden. Noen ser ut til å være enda mer negative, men resultatene er ikke godt løst. Den enkleste forklaringen på denne forskjellen er at metaller Eller silikat Jorden eller begge samplet tidlig solsystemet wolfram før live 182hf hadde forfalt.den wolfram isotopiske forskjellen mellom tidlige metaller og silikatjorden reflekterer den tidsintegrerte Hf / W av materialet som dannet Jorden og dens reservoarer, i løpet av levetiden til 182Hf. Hf / W-forholdet mellom silikatjorden ble ansett å ligge i området 10-40 som et resultat av en intensiv studie Av Newsom et al. (1996). Dette er en størrelsesorden høyere enn i karbonholdige og vanlige kondritter og en konsekvens av terrestrisk kjerneformasjon. En mer nøyaktig verdi For Hf / W-forholdet TIL BSE har tatt mer studie. Halliday (2000, 2004) brukte 15, Og Jacobsen (2005) brukte 13,6. Dette ble revidert oppover Av Aré et al. (2009) til 18.7 og sist Av König et al. (2011) til 25.8. Disse verdiene vil trenge ytterligere undersøkelse hvis Jorden har nonchondritic forhold av ildfast svært uforenlig med moderat inkompatible elementer, derav W / Hf, på grunn av innvirkning erosjon (O ‘ Neill og Palme, 2008). Hf / W-forholdet kan være høyere fortsatt.Hvis terrestrisk akkresjon og kjernedannelse var tidlig, ville et overskudd PÅ 182W bli funnet i silikatjorden, i forhold til gjennomsnittlig solsystem (kondritter). Derimot, wolfram isotop forskjellen mellom tidlige metaller og silikat Jorden på egen hånd gir ikke begrensninger på timing. Man trenger å vite atom overflod av 182hf ved starten av solsystemet (eller (182Hf/180HF)BSSI, ‘bulk solar system initial’) og sammensetningen av kondritiske reservoarer hvorfra de fleste metall-og silikatreservoarer ble segregert. Med andre ord er det viktig å vite i hvilken grad den ekstra 182w i silikatjorden i forhold til jernmeteoritter akkumulert i de akkreterte kondritiske forløpermaterialene eller proto-Jorden med En Hf/W ~ 1 før kjernedannelsen og i hvilken grad det reflekterer en akselerert endring i isotopisk sammensetning på grunn av den høye Hf/W (26) i silikatjorden.av denne grunn ga noen av de første forsøkene På Å bruke Hf–W (Harper Og Jacobsen, 1996b; Jacobsen og Harper, 1996) tolkninger som nå er kjent for å være feil fordi (182Hf/180HF)BSSI var underkonstrained. Dette var en sentral bekymring I Hf-W kronometri som ikke gjelder For U-Pb som foreldre abundances kan fortsatt måles i dag. Den første tilnærmingen er å modellere forventet (182hf / 180HF) BSSI i form av nukleosyntetiske prosesser. Wasserburg et al. (1994) spådde vellykket de første overflodene av mange av de kortlivede nuklidene ved hjelp av en modell av nukleosyntese i Asymptotiske Gigantiske Grener (AGB) stjerner. Ekstrapolering av modellen forutslo en lav (182hf/180hf)BSSI av < 10-5. Men kjerne-kollaps supernovaer og r-prosess nukleosyntese er også plausible kilder til 182Hf (Kapittel 1.11).den andre tilnærmingen var å måle wolframisotopsammensetningen av en tidlig høy hf / W-fase. Irland (1991) forsøkte å måle mengden 182W i zirkoner (med svært høye hf-konsentrasjoner) fra mesosideritt Vaca Muerta, ved hjelp av en ionprobe, og fra dette utledet at (182hf/180HF)BSSI var < 10-4. Dessverre var disse zirkonene ikke datert med tilstrekkelig presisjon (Irland og Wlotzka, 1992) for å være veldig sikre på tidspunktet for ekstrapolering av de nøyaktige hafnium-overflodene. Likevel, på grunnlag Av dette arbeidet Og modellen Til Wasserburg et al. (1994), jacobsen Og Harper (1996) antok at (182Hf/180HF)BSSI var faktisk lav (~10-5). Det ble konkludert med at forskjellen i wolfram isotopisk sammensetning mellom jernmeteoritt Toluca og terrestrisk verdi bare kunne ha blitt produsert ved radioaktivt henfall i silikatjorden med høy Hf / W. Derfor måtte fraksjoneringen Av Hf / W produsert ved terrestrisk kjerneformasjon være tidlig. De spådde At Jorden samlet seg veldig raskt med en modellalder av kjernedannelse av < 15 Ma etter starten av solsystemet.

Lee Og Halliday (1995, 1996, 1997) Og Quitté et al. (2000) viste ved å måle kondritter og eukritter at (182hf / 180hf)BSSI var omtrent 10-4, noe som førte til en rekke nye modeller basert på antagelsen om at 182Hf produseres i samme type r-prosesssted som aktinidene (Qian Og Wasserburg, 2000; Qian et al., 1998; Wasserburg et al., 1996). En kritisk måling var at av bulk kondritter, men de tidligste målingene AV 182w / 184W av bulk karbonholdig (Lee Og Halliday, 1995, 1996) og vanlige kondritter (Lee Og Halliday, 2000a) var feil med ca 200 ppm. De ga tilsynelatende komposisjoner som var innenfor feil av terrestrisk verdi, noe som førte til konklusjonen at Selv om jernmeteorittforelderlegemer, Vesta Og Mars accreted og differensiert innen noen få millioner år (Lee og Halliday, 1996, 1997), var terrestrisk kjerneformasjon sent eller langvarig (Halliday, 2000). Enstatittkondritter i kontrast syntes å ha en veldefinert mangel I 182W (eW = − 1.5 til − 2.0) (Lee og Halliday, 2000b).

Deretter ble det vist av tre grupper (Kleine et al., 2002; Sch@nberg et al., 2002; Yin et al., 2002) at karbonholdige og vanlige kondritter også har samme sammensetning som enstatittkondritter, og De tidligere Lee-og Halliday-resultatene for karbonholdige og vanlige kondritter var feil. Årsaken til denne uoverensstemmelsen har aldri blitt fullstendig løst. Men det faktum at dataene var så nær terrestriske ville innebære noen form for forurensning under forberedelse eller analyse. Ingen slike effekter ble funnet i mineral eller metall separate data. Den riktige (182Hf/180HF)BSSI bestemmes Av Kleine et al. (2002), Sch@nberg et al. (2002), Og Yin et al. (2002) var fortsatt ca 10-4, men omtrent halvparten som tidligere estimert. Det mest pålitelige nåværende tallet for den gjennomsnittlige wolframisotopiske sammensetningen av solsystemet fra omfattende kondrittstudier er e182W = -1,9 ± 0,1 (Kleine et al.( 2004a, 2009).Et mer presist estimat av (182Hf/180HF)BSSI er oppnådd fra mineralisotopiske data, som definerer en relativt stor spredning I Hf/W. Kleine et al. (2002) Og Yin et al. (2002) begge oppnådde innledende 182hf / 180hf-verdier fra interne isochrons som tilsvarer omtrent 1,0 × 10-4. Nylig, Burkhardt et al. (2008) har bestemt interne isochrons for CAIs som definerer en (182hf / 180HF) BSSI av (9.72 ± 0.44) × 10-5. Disse dataene er i samsvar med alder og (182hf / 180hf)t av (yngre) angrites (Markowski et al., 2007).

Den opprinnelige wolframisotopiske sammensetningen av solsystemet Fra CAIs har vist seg å være e182W = -3,28 ± 0,12 (Burkhardt et al., 2008). Burkhardt et al. (2012) gjorde syreutvaskingsforsøk på Murchison-meteoritten og analyserte wolframisotopiske komposisjoner. De fant en kovariasjon PÅ 182W / 184w og 183W/184w på grunn av tilstedeværelsen av en s-prosessberiget komponent. De brukte denne korrelasjonen til å korrigere cai data Fra Burkhardt et al. (2008) for nukleosyntetiske anomalier, som resulterte i en nedadgående forskyvning av den opprinnelige wolframisotopiske sammensetningen av solsystemet til e182W = -3.51 ± 0.10, og en liten endring til (182HF / 180HF)BSSI-verdien til (9.81 ± 0.41) × 10-5. Sammenligning mellom e182WBSSI og dataene for jernmeteoritter viser at mange magmatiske jernmeteoritter har en wolframisotopisk sammensetning som nærmer seg e182wbssi-verdien (Kleine et al., 2005a; Lee, 2005; Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Schersté et al., 2006). Noen har komposisjoner som har blitt påvirket av kosmisk bestråling (Leya et al., 2003), lett demonstrert av serielle deler av meteoritter hvor effekten kan ses å være korrelert med kosmogenisk 3He og distribuert delvis som en funksjon av kosmisk strålepenetrasjon (Markowski et al ., 2006b) som krever korreksjon (Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Schersten et al., 2006). Høy presisjon wolfram isotopdata for jernmeteoritter, for hvilke korreksjoner for kosmogene effekter er små eller veldefinerte, gir det første beviset på at foreldrelegemer av jernmeteoritter accreted, smeltet, differensiert og produsert magmatiske kjerner innenfor de første 2 Ma i solsystemet. Magmatiske jernmeteoritter viser bevis på fraksjonell krystallisering og utviser teksturer som tillater estimater av langvarige kjølehastigheter, i samsvar med dem som representerer kjernene til planetariske objekter på omtrent 10-400 km (Wasson, 1985). Som sådan er det klart at planetembryoer teoretisert av mange i dynamiske simuleringer (Chambers, 2004; Lissauer, 1987; Morbidelli et al., 2009; Weidenschilling, 2000) eksisterte virkelig og at de smeltet og gjennomgikk kjernedannelse veldig tidlig.som nevnt tidligere begrenser ikke wolframisotoper hvor lenge kjernedannelsen vedvarte på Jorden. Men resultatene Av Kleine et al. (2002), Sch@nberg et al. (2002), Og Yin et al. (2002) gir en ny begrensning at en betydelig brøkdel Av Jordens kjerne må ha dannet seg i de første 10 Ma i solsystemet. Tidligere anslått Halliday (2000) at gjennomsnittlig liv, tiden som kreves for å samle 63% Av Jordens masse med eksponentielt avtagende akkresjonshastigheter, må ligge i området 25-40 Ma basert på de kombinerte begrensningene som er pålagt av wolfram-og blyisotopdataene for Jorden. Yin et al. (2002) hevdet at gjennomsnittlig liv for Jordakkresjon må være mer som 11 Ma basert på den nylig definerte wolframisotopiske sammensetningen av kondritter. Blyisotopdataene for Jorden er vanskelig å forene med slike raske akkresjonshastigheter som allerede diskutert (Figur 16). Derfor er det en tilsynelatende uoverensstemmelse mellom modellene basert på wolfram og / eller blyisotopdata.Halliday (2004) trakk oppmerksomhet til denne uoverensstemmelsen og foreslo at den mest sannsynlige årsaken var ufullstendig blanding mellom metallkjernene til accreting planetariske objekter og silikatdelene av Jorden. Hvis metall blandes direkte med metall, er alderen til det innkommende objektet delvis bevart. Det er sterke bevis for at denne ‘ulikevekt kjernedannelse’ har vært viktig for en del Av Jordens akkresjon. Selv om den eksponentielt avtagende vekstraten På Jorden er basert På Monte Carlo-simuleringer og gir intuitiv mening gitt den stadig avtagende sannsynligheten for kollisjoner, kan virkeligheten ikke være så enkel. Som planeter blir større, må den gjennomsnittlige størrelsen på objektene som de kolliderer også øke. Som sådan antas de senere stadiene av planetarisk akkresjon å involvere store kollisjoner. Dette er en stokastisk prosess som er vanskelig å forutsi og modellere. Det betyr at dagens modellering bare kan gi, i beste fall, en grov beskrivelse av tilveksten historie. Månen antas å være et produkt av en slik kollisjon som kalles det gigantiske sammenstøtet (Se Avsnitt 2.8.8.1).

når objektene blir større, synes sjansene for likevekt av metall og silikat å være mindre sannsynlig. Giant impact simuleringer synes å føre til en betydelig mengde direkte kjerne-kjerne blanding (Canup og Asphaug, 2001). Dette er tilfelle, wolfram og bly isotopisk sammensetning av silikat Jorden kan reflektere bare delvis likevekt med innkommende materiale, slik at wolfram og bly isotopisk sammensetning er delvis arvet. Dette ble modellert i detalj Av Halliday (2000) i sammenheng med den gigantiske virkningen og har blitt studert Av Vityazev et al. (2003) Og Yoshino et al. (2003) i sammenheng med likevekt av asteroideformede objekter. Hvis riktig, det ville bety akkresjon var enda tregere enn kan utledes fra wolfram eller bly isotoper. Hvis bly equilibrated lettere enn wolfram, uansett grunn, kan det bidra til å forklare noe av uoverensstemmelsen mellom de to kronometrene. En mulig måte å avkoble bly fra wolfram ville være av deres relative volatilitet. Bly kunne ha blitt likevekt ved dampfaseutveksling, mens wolfram ikke ville ha vært i stand til å gjøre dette så lett og ville kreve intim fysisk blanding og reduksjon for å oppnå likevekt (Halliday, 2004) (Figur 17 og 18).

Figur 17. Eksempel på kontinuerlige kjerneformasjonsmodeller med En Måneformende gigantisk innvirkning på 125 Ma ved hjelp av de nyeste parametrene (Kleine et al ., 2009) Og En Hf / W av BSE Av Kö et al. (2011) til 25.8. Modellen gir wolframisotopsammensetningen AV BSE (e182W = 0) og bruker standard kontinuerlig kjernedannelse der det accreted planetariske materialet blander seg fullt ut med silikatjorden før det er segregering av ytterligere kjernemateriale. Den brukte senfiner er bare 0,1% av vanlig kondrittblanding. Eksperimentelle petrologer arbeider vanligvis med antagelsen om at kjernen vokste via en slik mekanisme.

Figur 18. Eksempel på kontinuerlige kjerneformasjonsmodeller med En Måneformende gigantisk innvirkning på 125 Ma ved hjelp av de nyeste parametrene (Kleine et al ., 2009) Og Hf / W av BSE Av Kö et al. (2011) av 25.8. Modellen gir den w isotopiske sammensetningen AV BSE (e182W = 0) og er slik I Figur 17, men en andel (50%) av metallet fra boliden blander seg direkte med Jordens kjerne og balanserer aldri isotopisk med silikatjorden. Dynamiske simuleringer ser vanligvis mer ut som denne modellen enn I Figur 17.

i hvilken grad metall og silikatblanding og likevekt har blitt diskutert mye de siste årene, ikke bare fra et isotopisk synspunkt (F.eks. Halliday, 2000, 2004, 2008; Kleine et al., 2004b; Nimmo et al., 2010; Rudge et al., 2010), men også fra et flytende dynamisk synspunkt (Dahl Og Stevenson, 2010; Deguen et al., 2011; Rubie et al., 2007; Samuel, 2012; Samuel et al., 2010; Yoshino et al., 2003). Rubie et al. (2003) så på likevekten av dispergerte synkende dråper i et magma hav og ga klare bevis på at under disse omstendighetene ville likevekt mellom metall og silikat oppnås. Dahl Og Stevenson (2010) så imidlertid på i hvilken grad kjernen til en stor støt ville bryte opp Fra Rayleigh-Taylor-ustabiliteter eller blande seg direkte med jordens kjerne under vekst. Dette avhenger blant annet av virkningsvinkelen.Ufullstendig likevekt gir ikke bare en mulig forklaring på kortere tidsskalaer av wolfram i forhold til blyisotoper. Det forklarer også noen av de tilsynelatende avvikene mellom siderophile budsjettene til silikatjorden (Rubie Et al., 2011).

etter å ha gjort alle disse advarselserklæringene, kan man fortsatt si noe nyttig om de generelle tiltakstidsskalaene. Alle nyere kombinerte akkresjon / kontinuerlige kjerneformasjonsmodeller (Halliday, 2004, 2008; Jacobsen, 2005; Kleine et al., 2004b, 2009; Yin et al., 2002) er enige om at tidsskalaene ligger i området 107-108 år, som spådd Av Wetherill (1986). Derfor kan vi spesifikt vurdere modellene for planetarisk accretion foreslått tidligere (se Avsnitt 2.8.3.6) som følger.