2.8.6.3 Wolfraamisotopen

hoewel loodisotopen nuttig zijn geweest, is de 182hf–182W chronometer minstens zo effectief geweest voor het bepalen van de accretiesnelheden (Halliday, 2000; Halliday and Lee, 1999; Harper and Jacobsen, 1996b; Jacobsen and Harper, 1996; Lee and Halliday, 1996, 1997; Yin et al., 2002). Net als U–Pb is het HF–W-systeem meer gebruikt voor het definiëren van een modeltijdperk van kernvorming (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). Zoals eerder uitgelegd, is dit niet nuttig voor een object als de aarde.

Harper et al. (1991) waren de eerste die een hint gaven van een wolfraam isotopisch verschil tussen de ijzermeteoriet Toluca en de silicaat aarde. Het werd vervolgens duidelijk dat er een alomtegenwoordig duidelijk oplosbaar tekort bestaat in 182W in ijzermeteorieten en de metalen van gewone chondriet, ten opzichte van de atomaire overvloed gevonden in de silicaat aarde (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). Een samenvatting van de meeste recent gepubliceerde en meer precieze gegevens voor ijzermeteorieten is te vinden in Kleine et al. (2009). De meeste vroege gesegregeerde metalen zijn deficiënt met ongeveer 3-4 eW eenheden (300-400 ppm) ten opzichte van de silicaat aarde. Sommige lijken zelfs nog negatiever, maar de resultaten zijn niet goed opgelost. De eenvoudigste verklaring voor dit verschil is dat de metalen of de silicaat aarde of beide bemonsterd vroeg zonnestelsel wolfraam vóór live 182Hf was vergaan.

het wolfraamisotopische verschil tussen de vroege metalen en de silicaataarde weerspiegelt de tijdgeïntegreerde Hf/W van het materiaal dat de aarde en zijn reservoirs vormde, gedurende een levensduur van 182Hf. De HF / W verhouding van de silicaataarde werd beschouwd als in het bereik van 10-40 als gevolg van een intensieve studie door Newsom et al. (1996). Dit is een orde van grootte hoger dan in koolstofhoudende en gewone chondriet en een gevolg van aardse kernvorming. Een nauwkeuriger waarde voor de Hf/W-verhouding van de BSE heeft meer onderzoek gekost. Halliday (2000, 2004) gebruikt 15, en Jacobsen (2005) gebruikt 13.6. Dit werd naar boven herzien door Arévalo et al. (2009) tot 18.7 en meest recent door König et al. (2011) tot en met 25,8. Deze waarden zullen nader moeten worden onderzocht of de aarde een nonchondritische verhouding heeft van vuurvaste, sterk incompatibele tot matig incompatibele elementen, vandaar W / Hf, als gevolg van impacterosie (O ‘ Neill and Palme, 2008). De HF / W-verhouding zou nog hoger kunnen zijn.

als aardse accretie en kernvorming vroeg waren, zou er een overmaat van 182W gevonden worden in de silicaataarde, ten opzichte van het gemiddelde zonnestelsel (chondriet). Echter, het wolfraam isotopische verschil tussen de vroege metalen en de silicaat aarde op zichzelf geen beperkingen op timing. Men moet weten de atomaire overvloed van 182Hf aan het begin van het zonnestelsel (of de (182Hf/180Hf)BSSI, de ‘bulk zonnestelsel initiaal’) en de samenstelling van de chondritische reservoirs waaruit de meeste metalen en silicaat reservoirs werden gescheiden. Met andere woorden, het is van essentieel belang om te weten in welke mate de ‘extra’ 182W in de silicaataarde ten opzichte van ijzermeteorieten die zich hebben opgehoopt in de geaccreteerde chondritische precursor materialen of proto-aarde met een HF/W ~ 1 voorafgaand aan de kernvorming en in welke mate het een versnelde verandering in isotopensamenstelling weerspiegelt vanwege de hoge Hf/W (26) in de silicaataarde.

om deze reden gaven enkele van de eerste pogingen om Hf–W te gebruiken (Harper and Jacobsen, 1996b; Jacobsen and Harper, 1996) interpretaties die nu als onjuist bekend staan omdat de (182Hf/180Hf)BSSI onderbelast was. Dit was een centrale zorg in HF-W Chronometrie die niet van toepassing is op U–Pb waarvoor de moederabundanties nog steeds kunnen worden gemeten. De eerste benadering is het modelleren van de verwachte (182Hf/180Hf)BSSI in termen van nucleosynthetische processen. Wasserburg et al. (1994) voorspelde met succes de aanvankelijke abundanties van veel van de kortlevende nucliden met behulp van een model van nucleosynthese in asymptotische Reuzentak (AGB) sterren. Extrapolatie van hun model voorspelde een lage (182Hf/180Hf)BSSI van < 10-5. Echter, Core-collaps supernovae en R-proces nucleosynthese zijn ook plausibele bronnen van 182Hf (hoofdstuk 1.11).

de tweede benadering was het meten van de wolfraamisotopische samenstelling van een vroege hoge HF/W-fase. Ierland (1991) trachtte de hoeveelheid van 182W in zirkonen (met zeer hoge HF-concentraties) uit het mesosideriet Vaca Muerta te meten met behulp van een ionensonde, en hieruit bleek dat de (182Hf/180Hf)BSSI < 10-4 was. Helaas werden deze zirkonen niet met voldoende precisie gedateerd (Ierland en Wlotzka, 1992) om zeer zeker te zijn over de tijd extrapolatie van de exacte abundanties van hafnium. Niettemin, op basis van dit werk en het model van Wasserburg et al. (1994), Jacobsen en Harper (1996) veronderstelden dat de (182Hf/180Hf)BSSI inderdaad laag was (~10-5). Er werd geconcludeerd dat het verschil in wolfraamisotopische samenstelling tussen de ijzermeteoriet Toluca en de terrestrische waarde alleen kan zijn ontstaan door radioactief verval in de silicaataarde met een hoge Hf / W. Daarom moest de fractionering van Hf/W geproduceerd door terrestrische kernvorming vroeg plaatsvinden. Ze voorspelden dat de aarde zeer snel accreteerde met een model leeftijd van kernvorming van< 15 Ma na het begin van het zonnestelsel.

Lee and Halliday (1995, 1996, 1997) and Quitté et al. (2000)toonde door het meten van chondrieten en eucrieten aan dat (182Hf/180Hf) BSSI ongeveer 10-4 was, wat leidde tot een aantal nieuwe modellen gebaseerd op de veronderstelling dat 182Hf wordt geproduceerd in hetzelfde soort r-proces site als de actiniden (Qian and Wasserburg, 2000; Qian et al., 1998; Wasserburg et al., 1996). Een kritische meting was die van bulkchondriet, maar de eerste metingen van 182W/184W van bulkkoolstof (Lee en Halliday, 1995, 1996) en gewone chondriet (Lee en Halliday, 2000a) waren onjuist met ongeveer 200 ppm. Ze leverden schijnbare samenstellingen op die niet in overeenstemming waren met de aardse waarde, wat leidde tot de conclusie dat, hoewel de moederlichamen van ijzermeteorieten, Vesta en Mars binnen een paar miljoen jaar werden geaccreëerd en gedifferentieerd (Lee and Halliday, 1996, 1997), de aardse kernvorming laat of langdurig was (Halliday, 2000). Enstatietchondrieten daarentegen bleken een welomschreven deficiëntie te hebben in 182W (eW = − 1,5 tot − 2,0) (Lee and Halliday, 2000b).

vervolgens werd het aangetoond door drie groepen (Kleine et al., 2002; Schönberg et al., 2002; Yin et al., 2002) dat koolstofhoudende en gewone chondrieten ook dezelfde samenstelling hebben als enstatietchondrieten en dat de eerdere resultaten van Lee en Halliday voor koolstofhoudende en gewone chondrieten onjuist waren. De reden voor deze discrepantie is nooit volledig opgelost. Het feit dat de gegevens zo dicht bij de grond lagen, zou echter een vorm van verontreiniging tijdens de bereiding of analyse impliceren. Dergelijke effecten werden niet gevonden in afzonderlijke mineraal-of metaalgegevens. De juiste (182Hf/180Hf)BSSI bepaald door Kleine et al. (2002), Schönberg et al. (2002), en Yin et al. (2002) was nog steeds ongeveer 10-4 maar ongeveer de helft van die eerder geschat. Het meest betrouwbare huidige cijfer voor de gemiddelde wolfraamisotopische samenstelling van het zonnestelsel uit uitgebreide chondriet studies is e182W = -1,9 ± 0,1 (Kleine et al., 2004a, 2009).

een nauwkeuriger schatting van de (182Hf/180Hf)BSSI wordt verkregen uit minerale isotopengegevens, die een relatief grote spreiding in Hf/W. Kleine et al. (2002) en Yin et al. (2002) beide verkregen aanvankelijke 182Hf/180Hf waarden van interne isochrons die aan ongeveer 1.0 × 10-4 overeenstemmen. Onlangs, Burkhardt et al. (2008) hebben interne isochronen voor Cai ‘ s bepaald die een (182Hf/180Hf)BSSI van (9,72 ± 0,44) × 10-5 definiëren. Deze gegevens zijn consistent met de leeftijd en (182Hf/180Hf)t van (jongere) angrites (Markowski et al., 2007).

de initiële wolfraamisotopische samenstelling van het zonnestelsel van CAIs is aangetoond e182W = -3,28 ± 0,12 (Burkhardt et al., 2008). Burkhardt et al. (2012) deed acid uitloging experimenten op de Murchison meteoriet en analyseerde wolfraam isotopische samenstellingen. Ze vonden een covariatie van 182W / 184W en 183W/184W door de aanwezigheid van een S-proces verrijkte component. Ze gebruikten deze correlatie om de CAI-gegevens van Burkhardt et al te corrigeren. (2008)voor nucleosynthetische anomalieën, wat resulteerde in een neerwaartse verschuiving van de initiële wolfraamisotopische samenstelling van het zonnestelsel naar e182w = -3,51 ± 0,10, en een lichte verandering van de (182Hf/180Hf) BSSI-waarde naar (9,81 ± 0,41) × 10-5. Vergelijking tussen e182wbssi en de gegevens voor ijzermeteorieten laat zien dat veel magmatische ijzermeteorieten een wolfraamisotopische samenstelling hebben die de e182wbssi-waarde benadert (Kleine et al., 2005a; Lee, 2005; Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Scherstén et al., 2006). Sommige hebben composities die zijn beïnvloed door kosmische straling (Leya et al., 2003), gemakkelijk aangetoond door seriële secties van meteorieten waar het effect kan worden gezien als gecorreleerd met cosmogenic 3He en gedeeltelijk verdeeld als een functie van kosmische straling penetratie (Markowski et al., 2006b) die correctie vereisen (Markowski et al., 2006a, b; Qin et al., 2008; Schersten et al., 2006). Hoge precisie wolfraam isotopische gegevens voor ijzermeteorieten, waarvoor correcties voor kosmogene effecten zijn klein of goed gedefinieerd, leveren het eerste bewijs dat ouderlichamen van ijzermeteorieten accreted, gesmolten, gedifferentieerd, en geproduceerd magmatische kernen binnen de eerste 2 Ma van het zonnestelsel. Magmatische ijzermeteorieten tonen bewijs van fractionele kristallisatie en vertonen texturen die schattingen van langdurige koelingssnelheden mogelijk maken, consistent met hen die de kernen van planetaire objecten van ongeveer 10-400 km in grootte vertegenwoordigen (Wasson, 1985). Als zodanig is het duidelijk dat de planetaire embryo ‘ s getheoretiseerd door velen in dynamische simulaties (Chambers, 2004; Lissauer, 1987; Morbidelli et al., 2009; Weidenschilling, 2000) echt bestaan en dat ze smelten en onderging kernvorming zeer vroeg.

zoals eerder vermeld, beperken wolfraamisotopen niet hoe lang kernvorming op aarde bleef bestaan. Echter, de resultaten van Kleine et al. (2002), Schönberg et al. (2002), en Yin et al. (2002) bieden een nieuwe beperking dat een significant deel van de kern van de aarde moet hebben gevormd in de eerste 10 Ma van het zonnestelsel. Eerder schatte Halliday (2000) dat het gemiddelde leven, de tijd die nodig is om 63% van de massa van de aarde te accumuleren met exponentieel afnemende accretiesnelheden, in het bereik van 25-40 Ma moet liggen op basis van de gecombineerde beperkingen die worden opgelegd door de wolfraam-en loodisotoopgegevens voor de aarde. Yin et al. (2002) stelde dat het gemiddelde leven voor de aanwas van de aarde meer als 11 Ma moet zijn gebaseerd op de nieuw gedefinieerde wolfraam isotopische samenstelling van chondriet. De gegevens over de loodisotopen voor de aarde zijn moeilijk te rijmen met dergelijke snelle accretiesnelheden zoals reeds besproken (Figuur 16). Daarom is er een duidelijke discrepantie tussen de modellen op basis van wolfraam-en/of loodisotoopgegevens.

Halliday (2004) vestigde de aandacht op deze discrepantie en stelde voor dat de meest waarschijnlijke oorzaak een onvolledige vermenging was tussen de metalen kernen van aangroeiende planetaire objecten en de silicaatgedeelten van de aarde. Als metaal zich direct met metaal mengt, blijft de’ leeftijd ‘ van het binnenkomende object gedeeltelijk behouden. Er is sterk bewijs dat deze ‘onevenwichtige kernvorming’ belangrijk is geweest voor een deel van de aanwas van de aarde. Hoewel de exponentieel afnemende groeisnelheid van de aarde gebaseerd is op Monte Carlo simulaties en intuïtief zinvol is gezien de steeds afnemende kans op botsingen, kan de realiteit niet zo eenvoudig zijn. Naarmate planeten groter worden, moet ook de gemiddelde grootte van de objecten waarmee ze botsen toenemen. Als zodanig wordt aangenomen dat de latere stadia van planetaire accretie grote botsingen met zich meebrengen. Dit is een stochastisch proces dat moeilijk te voorspellen en te modelleren is. Het betekent dat de huidige modellering slechts, op zijn best, een ruwe Beschrijving van de accretie geschiedenis kan geven. Men denkt dat de maan het product is van een dergelijke botsing die de reuzeninslag wordt genoemd (zie paragraaf 2.8.8.1).

naarmate de objecten groter worden, lijkt de kans op equilibratie van metaal en silicaat minder waarschijnlijk. Giant impact simulaties lijken te leiden tot een aanzienlijke hoeveelheid directe core–core mixing (Canup and Asphaug, 2001). Dit is het geval, de wolfraam en lood isotopensamenstelling van de silicaataarde zou slechts gedeeltelijke equilibratie met inkomend materiaal weerspiegelen, zodat de wolfraam en lood isotopensamenstelling gedeeltelijk wordt geërfd. Dit werd in detail gemodelleerd door Halliday (2000) in de context van de gigantische impact en is bestudeerd door Vityazev et al. (2003) en Yoshino et al. (2003) in the context of equilibration of asteroidal-sized objects. Indien correct, zou het betekenen accretie was zelfs langzamer dan kan worden afgeleid uit wolfraam of lood isotopen. Als lood gemakkelijker geëquilibreerd dan wolfraam, om welke reden dan ook, kan het helpen verklaren een deel van de discrepantie tussen de twee chronometers. Een mogelijke manier om lood te ontkoppelen van wolfraam zou zijn door hun relatieve volatiliteit. Lood had kunnen worden geëquilibreerd door dampfase-uitwisseling, terwijl wolfraam dit niet zo gemakkelijk zou hebben kunnen doen en intieme fysieke menging en reductie zou vereisen om equilibratie te bereiken (Halliday, 2004) (figuren 17 en 18).

figuur 17. Voorbeeld van continue kernvormingsmodellen met een Maanvormende reuzeninslag bij 125 Ma met behulp van de nieuwste parameters (Kleine et al., 2009) en een Hf / W van de BSE van König et al. (2011) tot en met 25,8. Het model geeft de wolfraamisotopische samenstelling van de BSE (e182W = 0) en maakt gebruik van standaard continue kernvorming waarbij het geaccreteerde planetaire materiaal zich volledig mengt met de silicaataarde voordat er segregatie van verder kernmateriaal plaatsvindt. Het late fineer gebruikt is slechts 0,1% van de gewone chondriet samenstelling. Experimentele petrologen werken meestal op de veronderstelling dat de kern groeide via een dergelijk mechanisme.

figuur 18. Voorbeeld van continue kernvormingsmodellen met een Maanvormende reuzeninslag bij 125 Ma met behulp van de nieuwste parameters (Kleine et al., 2009) en de HF / W van de BSE van König et al. (2011) van 25.8. Het model geeft de W isotopische samenstelling van de BSE (e182W = 0) en is zoals in figuur 17, maar een deel (50%) van het metaal uit de bolide mengt zich direct met de aardkern en equilibreert nooit isotopisch met de silicaataarde. Dynamische simulaties lijken meestal meer op dit model dan dat van figuur 17.

de mate waarin metaal – en silicaatmix en equilibraat de afgelopen jaren uitvoerig zijn besproken, niet alleen vanuit isotopisch oogpunt (bijv. Halliday, 2000, 2004, 2008; Kleine et al., 2004b; Nimmo et al., 2010; Rudge et al., 2010) maar ook vanuit een vloeistofdynamisch oogpunt (Dahl and Stevenson, 2010; Deguen et al., 2011; Rubie et al., 2007; Samuel, 2012; Samuel et al., 2010; Yoshino et al., 2003). Rubie et al. (2003) onderzocht de equilibratie van gedispergeerde zinkende druppels in een Magma oceaan en leverde duidelijk bewijs dat onder deze omstandigheden een equilibratie tussen metaal en silicaat zou worden bereikt. Echter, Dahl and Stevenson (2010) keek naar de mate waarin de kern van een groot botslichaam zou breken van Rayleigh–Taylor instabiliteit of direct mengen met de kern van de aarde tijdens de groei. Dit hangt onder andere af van de hoek van de impact.

onvolledige equilibratie geeft niet alleen een mogelijke verklaring voor de kortere tijdschalen van wolfraam ten opzichte van loodisotopen. Het verklaart ook enkele van de schijnbare verschillen tussen de siderofiele budgetten van de silicaat aarde (Rubie et al., 2011).

nadat al deze waarschuwende uitspraken zijn gedaan, kan men nog steeds iets nuttigs zeggen over de totale accretietijdschalen. Alle recente gecombineerde accretie / continue kernvormingsmodellen (Halliday, 2004, 2008; Jacobsen, 2005; Kleine et al., 2004b, 2009; Yin et al., 2002) zijn het erover eens dat de tijdschalen tussen 107-108 jaar liggen, zoals voorspeld door Wetherill (1986). Daarom kunnen we specifiek de eerder voorgestelde modellen van planetaire accretie (zie paragraaf 2.8.3.6) als volgt evalueren.

een belangrijk probleem is dat het gebruik van wolfraamisotopen alleen om de vroegste stadia van langdurige accretie te beperken (hoeveel van de eerste 50% zegt Werd geacreteerd door wanneer) veel meer modelafhankelijk is dan de beperkingen op wat er later gebeurde. Dit komt omdat de vroegste record is overdrukt door latere accretie en vroege wolfraam is verwijderd door kernvorming. In de figuren 17 en 18 worden twee voorbeelden van eindleden weergegeven. Beide zijn geldig op basis van wolfraamisotopen alleen en veronderstellen de maan gevormd op ongeveer 125 Ma (zie paragraaf 2.8.8.2). Men toont een vroege en snelle accretie gevolgd door een lange hiaat voor de gigantische impact, die geen onevenwichtigheid vereist (figuur 17). De andere toont langdurige, exponentieel afnemende accretie, die onevenwichtigheid vereist (figuur 18).

gegeven de discrepantie tussen wolfraam en lood (Halliday, 2000, 2004), plus het vloeibare dynamische bewijs (Dahl en Stevenson, 2010; Deguen et al., 2011; Samuel 2012; Samuel et al., 2010; Yoshino et al., 2003), plus het experimentele petrologische bewijs (Rubie et al., 2011), lijkt het waarschijnlijk dat meer langdurige accretie met onevenwicht kernvorming (meer zoals het model in figuur 18) is een betere benadering van de vorming van de aarde.er is geargumenteerd dat de grotere depletie van ijzer en tellurium in de silicaataarde ten opzichte van de maan (Figuur 14) een extra kleine hoeveelheid aardse kernvorming weerspiegelt na de gigantische inslag (Halliday et al., 1996; Yi et al., 2000). Het kan ook gewoon verschillen tussen Theia en de aarde weerspiegelen. Echter, toenemende bewijs wijst naar de atomen van de maan zijn afgeleid van de aarde in plaats van Theia, zoals hieronder besproken. Wood and Halliday (2005) stelde voor dat Theia een aanzienlijke hoeveelheid zwavel aan de aarde toevoegde en dat dit verdere kernvorming bevorderde en in het bijzonder een toename van de verdeling van lood in de kern na de reuzeninslag. Als er verdere post-reuzeninslagkernvorming op aarde was, moet deze gering zijn geweest om de Aarde–Maan gelijkenissen te behouden en moet dit hebben plaatsgevonden vóór de toevoeging van het late fineer, zoals besproken in Paragraaf 2.8.10.