НЕОН. ВОПРОСЫ ГЕОХИМИИ БЛАГОРОДНЫХ ГАЗОВ.
Макаров В.П.
Неон – ещё один из триады (аргон [25], гелий [24] и неон [37, 40]) благородных газов, широко используемых для определения абсолютного возраста геологических образований. Решение геохронологических задач позволило осветить многие аспекты рудо- и петрогенеза. Практика этих исследований выделяет два крупных раздела: анализ, во-первых, радиогенных изотопов и изобаров в природных образованиях; во-вторых, радиационных изотопов (РЦИ), включающих большую группу изотопов благородных газов (БГ) — продуктов ядерных реакций при взаимодействии вещества с нуклонами. Изучение РЦИ способствовало определению радиационного возраста tрц, т.е. времени, прошедшего с момента последнего раскалывания материнского тела, в котором он был экранирован от действия космического излучения ([9]; А.П. Виноградов и др., 1964). Исследования А.К. Лаврухиной ([4] и др.), объяснив многие особенности поведения РЦИ, позволили успешно решать эту задачу. При постановке подобных задач оперируют отношениями содержаний изотопов. Но изучение свинцов [6, 7] показало, что дополнительную информацию дает анализ распространения относительных содержаний iС (i = 204 и т.д. ΣiС = 100%) изотопов с помощью особой методики [5, 6], а также динамики изменения содержаний изотопов относительно друг друга. Эти методики использованы для изучения изотопных систем (ИС) аргона [23] и гелия [24], а в данной работе - и для изучения неона. Все анализы заимствованы из открытых литературных источников. Далее на всех рисунках и в таблицах объёмные концентрации изотопов выражаются в абсолютных единицах 10-8 см3/г (породы).
При рассмотрении результатов анализа распространения изотопов Ne был затронут вопрос об их фракционировании. Это явление и влияние на него высоких Т для элементов и их стабильных изотопов известно давно и используется в геотермометрии (Л.А. Перчук, 1966- 1987; J. Bigeleisen, 1976; Y. Bottinga, 1968—1973). Ранее [7] при изучении фракционирования радиогенных изотопов и изобаров установлена зависимость изотопных отношений от плотности минералов. Для Ne таких данных немного (табл. 1), но и здесь проявляется эта тенденция.
Таблица 1.Распределение изотопов неона по минеральным фракциям.
Метеорит,
регион
|
Па-ра
|
Минерал
|
d , г/см3
|
21С /20С
|
22 С/20C
|
Источник
|
Indarch
|
А
|
Энстатит
|
3,20
|
1,018
|
1,109
|
[13]
|
Магнетит
|
5,00
|
1,222
|
1,407
|
|||
Khor Temiki
|
А
|
Калишпат
|
2,57
|
0,0429
|
0,1643
|
[14]
|
Пироксен
|
3,20
|
0,0680
|
0,1760
|
|||
Kapoeta
|
А
|
Плагиоклаз
|
2,64
|
0,0333
|
|
[16]
|
Пироксен
|
3,20
|
0,0650
|
|
|||
Оливин
|
3,30
|
0,6539
|
|
|||
Волынь
|
А
|
Кварц
|
2,65
|
0,0031
|
0,1015
|
[21]
|
Берилл
|
2,70
|
0,0033
|
0,1015
|
|||
Ильмены
|
А
|
Гатчетолит
|
4,36
|
0,0058
|
0,2254
|
[12]
|
Бетафит
|
4,59
|
0,0094
|
0,2169
|
|||
Северная
Карелия
|
А
|
Бритолит
|
4,69
|
0,0170
|
0,371
|
[11]
|
Монацит
|
5,20
|
0,0672
|
0,151
|
|||
Б
|
Ловчоррит
|
3,40
|
0,0047
|
0,199
|
||
Лопарит
|
4,82
|
0,0033
|
0,100
|
|||
Orgueil
|
А
|
Силикат
|
3,20
|
0,1404
|
2,8374
|
П.Джеффери и др., 1970
|
Магнетит
|
5,00
|
0,0891
|
0,4892
|
|||
Б
|
Силикат
|
3,20
|
0,1391
|
2,6440
|
||
Магнетит
|
5,00
|
0,0929
|
0,3951
|
|||
Allende
|
А
|
Пироксен
|
3,20
|
1,200
|
1,114
|
[17]
|
Оливин
|
3,30
|
1,031
|
1,112
|
|||
Мончегорск
|
А
|
Карбонат
|
2,6-3,9
|
0,0042
|
0,1015
|
[21]
|
Пирит
|
5,1
|
0,0034
|
0,1020
|
|||
Б
|
Керсутит
|
3,1-3,3
|
0,0068
|
0,1000
|
[22]
|
|
Оливин
|
3,3-3,5
|
0,0030
|
0,1042
|
Поскольку атомные массы изотопов Ne расположены между таковыми О2 и S, возможно предположение о термальном фракционировании изотопов Ne. Основой подобного анализа могут быть диаграммы изменения изотопных отношений при постоянной Т. Ранее подобные построения производились при изучении распределений Со и Ni в сульфидах (Н.И. Безмен и др., 1975, 1978 и др.), изотопных геотермометров [1], распределений Pb в настуранах, гранитах, базальтах и пр. (И.Е. Старик, 1961; Э.М. Соботович, 1958).
Для анализа использованы результаты термических анализов метеоритов Allende [18], Fayetteville (фракции D1, D2) [27], Kapoeta (D1) [28], Ivuna [18], Renazzo (D2) [29], Orgueil [17], Cold Bokkeveld [17], Nogoya (D1, D2) [17] и др. Наиболее полно изучен метеорит Allende, выделены фазы «матрица» и «агрегат» с фракциями: в матрице (29 проб) – C5 (7 проб), B6HS (11), B29 (11); агрегат (32 пробы) – B6HS (7), B32 (11), C5 (14). Этих данных оказалось недостаточно и не удалось построить изотермические распределения изотопов для каждой фракции. Поэтому последующие выводы носят оценочный характер.
Система 20Ne – 21Ne – 22Ne. Здесь для пар 20V- 21V и 20V- 22V (V - объёмы полученных газов в абсолютных единицах) выделяются три вида распределений:
Рис.1. Типы распределений изотопов неона в метеорите Allende.
A- общий вид. В- Попытка выделения двух множеств распределений.
Рис.2. Распределение изотопов неона в метеорите Allende.
- облачное распределение (рис.1А);
- слабое организованное распределение (рис.2-А);
-иногда выявляется наличие нескольких (минимум 2) распределений (рис.1-В) – смешанный тип.
Во всех случаях для пары 21V – 22V характерны строго линейные распределения (рис.2-В), уравнения которых
Таблица 2. Вид связи между изотопами неона.
Часть метео-рита
|
Фрак-ция
|
Уравнение
22V = g21V+ G
|
R²
|
|
G
|
g
|
|||
Матрица
|
C5
|
1,096
|
0,0429
|
0,993
|
Агрегат
|
C5
|
1,023
|
0,0618
|
0,954
|
Матрица
|
B29
|
1,263
|
0,0096
|
0,781
|
Агрегат
|
B32
|
1,249
|
0,0131
|
0,991
|
Матрица
|
B6HS
|
1,246
|
-0,0029
|
0,980
|
Агрегат
|
B6HS
|
1,252
|
0,0059
|
0,998
|
приведены в табл.2. Строгая линейность подчёркивается высоким значением параметра R2. По этим данным построена компенсационная диаграмма [31], приведённая на рис.2. Она описывается уравнением G = -0,2483g + 0,3155. Этот результат позволяет предположить, что изученные изотопы являются результатом некоторого смешения с общим источником состава 21Vo = 0,2483 и 22Vo = 0,3155.
Система iV – f(T). В основном два вида распределений:
-облачное во фракции С5 (матрица, агрегат) (рис.3-А); иногда неяснопроявлены слабая организация материала
Рис.3. Зависимость распределения изотопов Ne от температуры во фракции С5.
Таблица 3. Линейная зависимость концентраций изотопов Ne от Т
Часть ме-теорита
|
Фракция
|
Изо-топ
|
iV = B(1000/TK) +С
|
R²
|
|
B
|
C
|
||||
Агрегат
|
B6HS
|
20V
|
-0,4263
|
0,5423
|
0,8254
|
Агрегат
|
B6HS
|
21V
|
-0,7154
|
0,7575
|
0,9878
|
Агрегат
|
B6HS
|
22V
|
-0,8969
|
0,9554
|
0,9874
|
iV = A(1000/TK)2 + B(1000/TK) + C
Рис.4. Зависимость распределения изотопов Ne от температуры.
В табл. 4 приведены параметры этих уравнений.
Таблица 4. Параметры параболических зависимостей концентраций изотопов Ne от Т
Часть
метеорита
|
Фракция
|
Изотоп неона
|
Параметры параболы.
|
R² =
|
||
A
|
B
|
C
|
||||
Матрица
|
C5.
|
20V
|
-7,6504
|
14,219
|
-5,2857
|
0,5243
|
Матрица
|
B29.
|
20V
|
-6,267
|
11,414
|
-4,2961
|
0,5269
|
Агрегат
|
B32.
|
20V
|
-3,8304
|
6,6423
|
-2,5268
|
0,8049
|
Матрица
|
B6HS
|
20V
|
-5,4572
|
9,8904
|
-3,6291
|
0,6093
|
Матрица
|
C5.
|
21V
|
-0,039
|
-0,5401
|
0,7127
|
0,8904
|
Матрица
|
B29.
|
21V
|
-0,6131
|
0,9375
|
-0,1476
|
0,6454
|
Агрегат
|
B32.
|
21V
|
-3,0753
|
4,9048
|
-1,7608
|
0,5219
|
Матрица
|
B6HS
|
21V
|
-1,4437
|
2,5666
|
-0,8499
|
0,6075
|
Матрица
|
B29.
|
22V
|
-1,3684
|
2,3323
|
-0,6899
|
0,8682
|
Матрица
|
C5.
|
22V
|
-0,1934
|
-0,1301
|
0,6138
|
0,6773
|
Агрегат
|
B32.
|
22V
|
-3,8395
|
6,1881
|
-2,234
|
0,5409
|
Матрица
|
B6HS
|
22V
|
-1,9384
|
3,4874
|
-1,1979
|
0,6147
|
Агрегат
|
B6HS
|
20V
|
|
-0,4263
|
0,5423
|
0,8254
|
Агрегат
|
B6HS
|
21V
|
|
-0,7154
|
0,7575
|
0,9878
|
Агрегат
|
B6HS
|
22V
|
|
-0,8969
|
0,9554
|
0,9874
|
На рис.5 приведены диаграммы надкомпенсаций. На этих диаграммах
Выявляются две особенности:
- на рис.5-А числа у точек отражают вид изотопа: 20 – 20Ne и т.д. Таким образом положение точек на диаграмме не зависит от вида изотопа;
- на рис.5-В в левом верхнем углу расположились точки линейных уравнений связи. Как видим, они располагаются вдоль общей прямой линии.
Система (21V/20V) – (22V/20V). Результаты построений приведены на рис.6, 7 и 8. На рис.6 показан характер распределения этих отношений во фракции C5 метеорита, а в табл. 5-сводные данные по всем фракциям. Наблюдается высокая линейная зависимость между отношениями изотопов, выражаемая уравнениями вида (22V/20V) = A(21V/20V) + B.
На рис.7 и 8 показаны особенности распределений отношений содержаний изотопов неонов в целом в метеорите по фазам. На рис.7А для некоторых точек приведены значения температуры прогрева. Эти данные показывают отсутствие изотермичности в распределении точек. В то же время достаточно чётко выделяются два направления
Фаза метеорита
|
Фракция
|
Параметры уравнений
|
R²
|
|
A
|
B
|
|||
Матрица
|
B29
|
0,9349
|
0,1207
|
0,9941
|
Матрица
|
C5
|
0,9175
|
0,1256
|
0,9994
|
Матрица
|
B6HS
|
0,9195
|
0,13
|
0,9848
|
Агрегат
|
C5
|
0,937
|
0,1505
|
0,9932
|
Агрегат
|
B6HS
|
1,2127
|
0,1189
|
0,929
|
Агрегат
|
B32
|
1,1593
|
0,1082
|
0,9986
|
Рис.7. Вид связи между отношениями 21V/20V – 22V/20V в матрице метеорита.
изменений температур. Первое направление арактеризуется относительно низкими температурами 500… 600оС, рост которых происходит снизу- вверх. На рис.7А этот ряд отражается значениями температур, показанными выше линии. Высокотемпературный ряд отмечается значениями температур 800…1500оС (показаны ниже прямой линии). Таким образом выделяются две температурные выборки, наложенные одна на другую. На рис.7B отмечены виды петрографических фракций. Как видно, никакой чёткой зависимости в их распределении не наблюдается.
Рис.8 иллюстрирует распределение величин отношений изотопов в агрегатах метеорита. Характерная особенность графика- его расщепление на три составляющие компоненты, чего не наблюдается в матрице. Рис.8С отражает распределение температур отжига. Здесь чёткой зависимости в их положении на графике не наблюдается за
Рис.8. Вид связи между отношениями 21V/20V – 22V/20V в агрегате метеорита.
исключением того факта, что область относительно низких температур находится в выше основного графика, состоящего из чёрных точек. Область высоких температур- ниже графика. На рис.8D показано положение фракций метеорита. Здесь уже наблюдается определённая закономерность: в верхней части диаграммы и на самой диаграмме лежат преимущественно пробы B32 и B6HS, а в нижней части, на аппендиксе, отражаемом крестиками, – пробы C5.
Определённый интерес вызывает связь отношений изотопов с температурой. Их примеры показаны на рис.9.
Рис.9. Связь отношений изотопов неона друг с другом.
Однако более важным является связь логарифмов отношений содержаний изотопов от температуры, поскольку позволяет провести термодинамическую интерпретацию. Примеры этой связи приведены на рис.10. Всего выделяются два типа распределений:
- полиномиальное (параболическое) имеет вид (рис.10) ln(21(22)V/20V) = A(1000/TK)2 + B(1000/TK) + C;
- линейное распределение имеет вид (рис.11) ln(21(22)V/20V) = B(1000/TK) + C;
Рис.10. Полиномиальная связь логарифмов отношений содержаний изотопов неона от температуры.
Рис.11. Линейная связь логарифмов отношений содержаний изотопов неона с температурой.
Таблица 6. Сводные данные по анализу распределений изотопов неона.
Фаза
метеорита
|
Фрак-ции
|
Отношения содержаний изотопов
|
Параметры уравнений
|
R²
|
||
A
|
B
|
C
|
||||
Матрица
|
B29.
|
ln(21V/20V)
|
16,578
|
-29,197
|
11,258
|
0,7286
|
Матрица
|
C5
|
ln(21V/20V)
|
3,3803
|
-7,9187
|
3,1258
|
0,8971
|
Матрица
|
B6HS
|
ln(21V/20V)
|
|
-4,2554
|
2,153
|
0,8258
|
Агрегат
|
C5
|
ln(21V/20V)
|
9,2125
|
-16,762
|
6,2122
|
0,7726
|
Агрегат
|
B6HS
|
ln(21V/20V)
|
|
-2,7676
|
1,7116
|
0,888
|
Агрегат
|
B32
|
ln(21V/20V)
|
|
-3,5995
|
2,2503
|
0,9279
|
|
|
|
|
|
|
|
Матрица
|
B29
|
ln(22V/20V)
|
15,181
|
-26,369
|
10,113
|
0,9116
|
Матрица
|
C5
|
ln(22V/20V)
|
2,9871
|
-6,7152
|
2,6521
|
0,8658
|
Агрегат
|
C5
|
ln(22V/20V)
|
7,4797
|
-13,138
|
4,8077
|
0,8306
|
Матрица
|
B6HS
|
ln(22V/20V)
|
|
-3,2296
|
1,633
|
0,8069
|
Агрегат
|
B32
|
ln(22V/20V)
|
|
-3,1367
|
2,2259
|
0,8764
|
Агрегат
|
B6HS
|
ln(22V/20V)
|
|
-2,6192
|
2,0261
|
0,8069
|
Данные табл.6 были в стандартную каноническую форму соответственно
ln(21(22)V/20V) = A•106•(1/TK -1/ToK )2 + C* = (ΔH/R)2•(1/TK -1/ToK )2 + C*; и
ln(21(22)V/20V) = B•103•(1/TK -1/ToK ) = (ΔH/R)•(1/TK -1/ToK ),
здесь R ≈ 1,986 кал/М•Т– универсальная газовая постоянная, ΔH –энтальпия растворения газа в твёрдой фазе метеорита при температуре То. Эти данные приведены в табл.7.
Фаза
|
Фракция
|
Изотопы
|
A
|
B
|
ToК
|
C*
|
ΔH Ккал/MT
|
Матрица
|
B29.
|
ln(21V/20V)
|
16,578
|
|
278,9
|
11,258
|
5,738
|
Матрица
|
C5
|
ln(21V/20V)
|
3,3803
|
|
464,4
|
3,1258
|
2,591
|
Агрегат
|
С5.
|
ln(21V/20V)
|
9,2125
|
|
326,3
|
6,2122
|
18,296
|
Матрица
|
B6HS
|
ln(21V/20V)
|
|
-4,2554
|
464,5
|
|
8,451
|
Агрегат
|
B6HS
|
ln(21V/20V)
|
|
-2,7676
|
584,2
|
|
5,496
|
Агрегат
|
B32
|
ln(21V/20V)
|
|
-3,5995
|
444,4
|
|
7,149
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Матрица
|
B29.
|
ln(22V/20V)
|
15,181
|
|
295,5
|
10,113
|
5,491
|
Матрица
|
C5
|
ln(22V/20V)
|
2,9871
|
|
514,8
|
2,6521
|
2,436
|
Матрица
|
B6HS
|
ln(22V/20V)
|
|
-3,2296
|
612,4
|
|
6,414
|
Агрегат
|
B6HS
|
ln(22V/20V)
|
|
-2,6192
|
493,6
|
|
5,202
|
Агрегат
|
B32
|
ln(22V/20V)
|
|
-3,1367
|
449,3
|
|
6,229
|
Агрегат
|
С5.
|
ln(22V/20V)
|
|
7,4797
|
416,3
|
|
14,855
|
По данным табл.7 построены диаграммы на рис.12. На этом рисунке
Рис.12. Зависимость энтальпии от температуры растворения.
распределение пробы относится к облачному типу. Однако при учёте фракционного состава выделяются три группы проб: пробы из матрицы - чёрные кружочки; пробы из агрегатов полые кружочки и треугольники. Тогда намечается некоторая различие в распределении проб из матрицы и агрегата, которое грубо описывается уравнениями: ΔH = -0,015To + 9,8731 для матрицы и ΔH = -0,0456To + 33,377 – для агрегата.
Система 20Ne - 21Ne – 22Ne. Проведено изучение совместного поведения относительных содержаний этой пары. Установлено, что существует линейная связь вида
21C = A(20C) + B;
22C = C(20C) + D.
Таблица 8. Сводные результаты оценки связи между парами изотопов 20Ne, 21Ne и 22Ne.
Метеорит
|
Фракция
|
20С – 21С.
|
20С – 22С.
|
Источ-ник
|
||||
А
|
В
|
R²
|
C
|
D
|
R²
|
|||
Fayetteville
|
|
-0,2779
|
25,893
|
0,9725
|
-0,7219
|
74,083
|
0,9955
|
[27]
|
Fayetteville
|
D2.
|
-0,4231
|
39,309
|
0,989
|
-0,7006
|
72,054
|
0,9922
|
[28]
|
Allende
|
C5, матр
|
-0,586
|
52,098
|
0,9992
|
-0,4139
|
47,903
|
0,9984
|
[30]
|
Allende
|
B29, матр
|
-0,5735
|
51,411
|
0,9959
|
|
|
|
[30]
|
Allende
|
B6HS, матр
|
-0,5744
|
51,392
|
0,9932
|
-0,4244
|
48,377
|
0,9976
|
[30]
|
Allende
|
B6HS, агр
|
-0,4955
|
45,573
|
0,9965
|
-0,5045
|
54,41
|
0,9964
|
[30]
|
Allende
|
С5, агр
|
-0,5888
|
51,493
|
0,9811
|
-0,455
|
51,256
|
0,9699
|
[30]
|
Allende
|
B32, агр
|
-0,5684
|
49,03
|
0,9879
|
-0,5298
|
55,963
|
0,964
|
[30]
|
Kapoeta
|
D1.
|
-0,7076
|
72,708
|
0,9678
|
-0,3
|
27,998
|
0,9072
|
[28]
|
Kapoeta
|
D2.
|
-0,18
|
16,889
|
0,9383
|
-0,8714
|
87,862
|
0,999
|
[28]
|
Kapoeta
|
D4.
|
-0,0367
|
3,6464
|
0,9227
|
-0,9604
|
96,077
|
0,9997
|
[28]
|
Ivuna
|
|
-0,6343
|
57,064
|
0,9754
|
-1,0236
|
101,38
|
0,9945
|
[33]
|
Carbonoc
|
|
-0,1058
|
10,306
|
0,8763
|
-0,9835
|
97,415
|
0,9922
|
[18]
|
Renazzo
|
|
-0,5191
|
47,311
|
0,9828
|
-0,4795
|
52,618
|
0,9796
|
[29]
|
Orguei
|
|
-0,5259
|
48,379
|
0,9906
|
-0,4744
|
51,647
|
0,9896
|
[18]
|
Cold Bokkeveld
|
|
-0,5622
|
50,712
|
0,9313
|
0,9932
|
-0,7942
|
80,976
|
[18]
|
Nogoya,
|
D2.
|
-0,0494
|
4,8107
|
0,8051
|
0,9722
|
-1,0027
|
100
|
[18]
|
Результаты представлены в табл.8. В этих уравнениях для замкнутых систем B + D = 100% и A + С = -1. На примере изотопов свинца это утверждение доказано в [34]. По материалам табл.8 на рис.13 представлены компенсационные диаграммы.
Как видно, все пробы образуют семейства, что согласно [31] позволяет интерпретировать их с позиции теории смешения. Тогда исходные содержания изотопов характеризуются значениями: 22Co ≈ 92%; 21Co = 0,0182; 22Co = 6,9744%.
Температурные исследования.
Система 20Ne - 21Ne– 22Ne. Изотермическое распределение. Примеры приведены в табл.10, а на рис.14 диаграмма их распределения.
Метеорит
|
Фракция
|
ToC
|
ToK
|
1000/TK
|
n•10(-8) см3/г
|
||
20V
|
21V
|
22V
|
|||||
Kapoeta
|
D1.
|
300
|
573
|
1,745
|
1282,3
|
101,8
|
3,9
|
Fayetteville
|
D1.
|
300
|
573
|
1,745
|
156,4
|
0,525
|
12,90
|
Nogoya
|
D1.
|
300
|
573
|
1,745
|
20,44
|
0,056
|
1,65
|
Fayetteville
|
D2.
|
300
|
573
|
1,745
|
50,16
|
0,224
|
4,18
|
Renazzo
|
D2.
|
300
|
573
|
1,745
|
0,290
|
0,044
|
0,071
|
Nogoya
|
D2.
|
300
|
573
|
1,745
|
13,61
|
0,038
|
1,122
|
Ivuna
|
|
300
|
573
|
1,745
|
5,623
|
0,359
|
0,897
|
Carbonoc
|
|
300
|
573
|
1,745
|
14,34
|
0,873
|
2,120
|
Orgueil
|
|
300
|
573
|
1,745
|
2,355
|
0,036
|
0,25
|
Cold Bokkeveld
|
|
300
|
573
|
1,745
|
0,608
|
0,044
|
0,118
|
В подавляющем большинстве случаев (облачное распределение в пробах, полученных при T = 500, 600, 1000, 1200 и 1400oC) выполняется линейное уравнение вида iV = A20V + B, i= 21 и 22. Сводные данные по изотермическим распределениям приведены в табл.11.
ToC
|
A
|
B
|
R²
|
A
|
B
|
R²
|
|
21V – 20V
|
22V – 20V
|
||||
200
|
0,0026
|
0,0289
|
0,8885
|
0,0797
|
0,1433
|
0,9968
|
300
|
0,0032
|
0,0261
|
0,9794
|
0,0811
|
0,2123
|
0,9942
|
400
|
0,0032
|
0,0244
|
0,9567
|
0,0814
|
0,0639
|
0,9998
|
500
|
Облачное распределение
|
|||||
600
|
Облачное распределение
|
|||||
700
|
0,0718
|
0,0924
|
0,3392
|
0,0937
|
0,1284
|
0,983
|
800
|
0,099
|
0,0563
|
0,9855
|
0,083
|
0,1726
|
0,9316
|
900
|
0,0096
|
-0,0001
|
0,5472
|
0,1999
|
0,0557
|
0,7566
|
1000
|
Облачное распределение
|
0,3369
|
0,0838
|
0,8396
|
||
1100
|
0,5434
|
-0,1408
|
0,9293
|
0,5837
|
-0,0876
|
0,935
|
1200
|
Облачное распределение
|
|||||
1300
|
0,4112
|
0,0416
|
0,9772
|
0,4645
|
0,0608
|
0,9845
|
1400
|
Нет данных
|
|||||
1500
|
0,8108
|
0,0214
|
0,986
|
0,4645
|
0,0608
|
0,9429
|
Для этих данных компенсационные диаграммы показывают облачное распределение, что говорит об отсутствии явлений смешения.
Метеорит
|
Фрак-ция
|
ToC
|
1000/TK
|
20C
|
21C
|
22C
|
Kapoeta, Hov
|
D1.
|
300
|
1,745
|
92,39
|
7,332
|
0,281
|
Fayetteville, H
|
D1.
|
300
|
1,745
|
92,09
|
0,309
|
7,598
|
Nogoya,CM2
|
D1.
|
300
|
1,745
|
92,3
|
0,254
|
7,45
|
|
|
|
|
|
|
|
Fayetteville, H
|
D2.
|
300
|
1,745
|
91,93
|
0,41
|
7,661
|
Renazzo,CM2, 3
|
D2.
|
300
|
1,745
|
71,60
|
10,86
|
17,53
|
Nogoya, CM2
|
D2.
|
300
|
1,745
|
92,15
|
0,258
|
7,597
|
Ivuna, C1
|
|
300
|
1,745
|
81,74
|
5,217
|
13,04
|
Carbonoc
|
|
300
|
1,745
|
82,73
|
5,039
|
12,23
|
Orgueil, C1
|
|
300
|
1,745
|
89,13
|
1,381
|
9,462
|
Cold Bokkeveld, CM2
|
|
300
|
1,745
|
78,99
|
5,675
|
15,34
|
Такой же анализ проведён и для систем, в которых использованы относительные содержания газов C, в которых ΣiV = ΣiC = 100%. Пример приведёт в табл.12 и на рис.15. В подавляющем большинстве случаев распределения относительных содержаний изотопов неона описываются линейными уравнениями вида
21C = A(20C) + B;
22C = C(20C) + D.
ToC
|
A
|
B
|
R²
|
C
|
D
|
R²
|
|
|
20C – 21C
|
20C – 22C
|
|||||
200
|
-0,4354
|
40,233
|
0,961
|
-0,7481
|
75,289
|
0,6353
|
|
300
|
-0,4483
|
41,604
|
0,9846
|
-0,5518
|
58,406
|
0,9899
|
|
400
|
-0,3232
|
30,128
|
0,8695
|
-0,8099
|
82,214
|
0,9436
|
|
500
|
-0,4409
|
41,161
|
0,9892
|
-0,5544
|
58,64
|
0,9928
|
|
600
|
-0,5075
|
46,538
|
0,9872
|
-0,4916
|
53,422
|
0,9866
|
|
700
|
-0,5236
|
47,556
|
0,9948
|
-0,4764
|
52,443
|
0,9938
|
|
800
|
-0,5278
|
48,132
|
0,9818
|
-0,4626
|
51,506
|
0,9949
|
|
900
|
-0,5783
|
50,838
|
0,9874
|
-0,4218
|
49,166
|
0,9766
|
|
1000
|
-0,5918
|
51,021
|
0,9583
|
-0,4084
|
49,025
|
0,9167
|
|
1100
|
-0,5621
|
49,524
|
0,9766
|
-0,4379
|
50,474
|
0,9621
|
|
1200
|
-0,5309
|
48,821
|
0,995
|
-0,469
|
51,178
|
0,9936
|
|
1300
|
-0,503
|
47,243
|
0,984
|
-0,497
|
52,756
|
0,9836
|
|
1400
|
Нет данных
|
||||||
1500
|
-0,4275
|
46,534
|
0,9624
|
-1,2038
|
76,175
|
0,9196
|
Рис.16. Компенсационные диаграммы по материалам табл.11.
Согласно полученным данным все уравнения табл.13 описываются компенсационными уравнениями [31]
B = -78,983A + 5,9208;
C = -84,201D + 12,635.
Это говорит о том, что множества относительных содержаний изотопов неона образуют единое семейство и её можно рассматривать с позиции теории смешения [31]. Тогда исходные содержания изотопов имеют значения:
система 20C – 21C - 20Co = 78,983% и 21Co = 5,9208%;
система 20C – 22C - 20Co = 84,201% и 22V = 12,636%.
Полагая 20Co ≈ 81,593% = (78,983 + 84,201)/2, имеем ΣiC ≈ 81,593 + 5,9208 + 12,636 = 100,1488% ≈ 100%.
Система iM* - T. iМ* - молекулярные доли изотопов неона. Они определяются по формуле (iV• iρ)/iM, где iV – измеренная концентрация изотопа неона, iM – молекулярный вес и iρ плотность газа соответствующего изотопа.
Поскольку нам не удалось найти соответствующие значения iρ, то мы были вынуждены принять единую величину плотности. Тогда iМ* = iM/(Σ iM). Затем были определены связи величин ln(iМ*) и ToK. В результате были установлены выполнение уравнений вида ln(iМ*) = A(1000/ToK)2 + B(1000/ToK) + C. Эти результаты отражены в табл.14.
Метеорит |
A |
B |
C |
R² |
Изотоп |
Каpоеtа, D1. |
-0,0208 |
0,076 |
-0,1424 |
0,9626 |
20Ne |
Fayetteville D2. |
-0,0082 |
0,0327 |
-0,107 |
0,9002 |
|
Nogoya D1. |
-0,0228 |
0,0762 |
-0,1367 |
0,9199 |
|
Nogoya D2. |
-0,0333 |
0,1092 |
-0,1612 |
0,9566 |
|
Renazzo |
-0,5245 |
1,6796 |
-1,4771 |
0,6884 |
|
Ivuna |
-0,4677 |
1,1941 |
-0,8539 |
0,7014 |
|
Carbonoceous |
-0,5909 |
1,5163 |
-1,0229 |
0,9729 |
|
Orguail |
-0,1934 |
0,571 |
-0,5008 |
0,7868 |
|
Cold Bokkeveld |
-0,2203 |
0,462 |
-0,3457 |
0,9393 |
|
|
|||||
Каpоеtа, D1. |
0,1322 |
-0,5154 |
-2,1639 |
0,9837 |
21Ne |
Fayetteville D2. |
0,3369 |
-1,514 |
-4,1473 |
0,7124 |
|
Nogoya D1. |
0,3664 |
-1,1945 |
-5,0773 |
0,817 |
|
Nogoya D2. |
0,416 |
-1,3404 |
-4,973 |
0,9488 |
|
Renazzo |
2,7795 |
-7,3032 |
2,0309 |
0,932 |
|
Ivuna |
0,4502 |
1,5789 |
-7,093 |
0,9875 |
|
Carbonoceous |
4,3515 |
-9,6675 |
0,5913 |
0,9737 |
|
Orguail |
1,4684 |
-3,1918 |
-3,1971 |
0,9297 |
|
Cold Bokkeveld |
6,1374 |
-14,078 |
2,916 |
0,9773 |
|
|
|
|
|
|
|
Fayetteville D2. |
1,3194 |
-4,6874 |
-1,9958 |
0,895 |
22Ne |
Каpоеtа, D1. |
0,0686 |
-0,2809 |
-2,391 |
0,9418 |
|
Nogoyna D1. |
0,2706 |
-0,9027 |
-1,9327 |
0,9125 |
|
Nogoyna D2. |
0,3795 |
-1,2426 |
-1,6816 |
0,965 |
|
Renazzo |
1,2684 |
-3,4905 |
0,4124 |
0,8433 |
|
Ivuna |
2,5261 |
-6,7417 |
1,996 |
0,725 |
|
Carbonoceous |
3,6184 |
-9,5703 |
3,4998 |
0,9847 |
|
Orguail |
1,2811 |
-3,9109 |
0,3575 |
0,7967 |
|
Cold Bokkeveld |
2,1492 |
-5,3865 |
0,9757 |
0,7672 |
Рис.17 иллюстрирует компенсационные диаграммы, построенные по материалам табл.14. На прямой, описываемой уравнением B = -2,7418A + 0,0011, наблюдается некоторая закономерность: точки изотопа 20Ne находятся в левой части прямой; для 21Ne – преимущественно в центральной части; для 22Ne – распределены по всей прямой. Для дальнейшего анализа воспользуемся приёмом, применённом в [24]: |A| = a2, B = 2ad. Тогда уравнение преобразуется к виду a2 - 2ad - 0,0018 = 0. В качестве d используем среднеарифметическое значение всех метеоритов: dср = 0,8055, откуда получаем a2 + 1,6732a - 0,0018 = 0. Корни этого приведённого уравнения найдём с помощью теоремы Виета для уравнения y = x2 + px + q: a1,2 = (- p ± √D)/2; D = p2 -4q. D = (1,6732)2 + 0,0032 = 2,7995 + 0,0072 = 2,8067; √D =1,6753; a1,2 = (-1,6732 ± 1,6753)/2,
В координатах А – С* выделяются уже три прямые, соответствующие каждому изотопу неона:
Рис.17. Диаграммы надкомпенсации по параметрам А – B – С.
Для этих уравнений имеем:
Поскольку по построению C* = C + d2, то С = С* - d2, отсюда
В табл.15 приведены результаты выделения полного квадрата в виде уравнений ln(iМ*) = A(1000/ToK + B)2 + C*
Метеорит |
A |
B |
C* |
TooK |
ΔHo кал/М. |
Каpоеtа, D1. |
-0,0208 |
1,8269 |
-0,0730 |
547,37 |
286,425 |
Fayetteville D2. |
-0,0082 |
1,9939 |
-0,0744 |
501,53 |
179,840 |
Nogoya D1. |
-0,0228 |
1,6710 |
-0,0730 |
598,43 |
299,879 |
Nogoya D2. |
-0,0333 |
1,6471 |
-0,0709 |
607,13 |
360,775 |
Renazzo |
-0,5245 |
1,6012 |
-0,1325 |
624,55 |
1438,31 |
Ivuna |
-0,4677 |
1,2766 |
-0,0917 |
783,36 |
1358,12 |
Carbonoceous |
-0,5909 |
1,2830 |
-0,0502 |
779,40 |
1526,64 |
Orguail |
-0,1934 |
1,4762 |
-0,0793 |
677,41 |
873,389 |
Cold Bokkeveld |
-0,2203 |
1,0486 |
-0,1035 |
953,68 |
932,152 |
|
|
|
|
|
|
Каpоеtа, D1. |
0,1322 |
1,9493 |
-1,6616 |
513,00 |
722,096 |
Fayetteville D2. |
0,3369 |
2,2470 |
-2,4464 |
445,05 |
1152,74 |
Nogoya D1. |
0,3664 |
1,6301 |
-4,1038 |
613,47 |
1202,145 |
Nogoya D2. |
0,416 |
1,6111 |
-3,8933 |
620,71 |
1280,932 |
Renazzo |
2,7795 |
1,3138 |
6,8282 |
761,17 |
3311,026 |
Ivuna |
0,4502 |
|
|
|
|
Carbonoceous |
4,3515 |
1,1108 |
5,9607 |
900,24 |
4142,846 |
Orguail |
1,4684 |
1,0868 |
-1,4626 |
920,11 |
2406,586 |
Cold Bokkeveld |
6,1374 |
1,1469 |
10,9890 |
871,91 |
4920,072 |
|
|
|
|
|
|
Fayetteville D2. |
1,3194 |
1,7763 |
2,1674 |
562,95 |
2281,222 |
Каpоеtа, D1. |
0,0686 |
2,0474 |
-2,1034 |
488,43 |
520,1652 |
Nogoyna D1. |
0,2706 |
1,6680 |
-1,1799 |
599,53 |
1033,102 |
Nogoyna D2. |
0,3795 |
1,6372 |
-0,6644 |
610,81 |
1223,447 |
Renazzo |
1,2684 |
1,3759 |
2,8138 |
726,78 |
2236,698 |
Ivuna |
2,5261 |
1,3344 |
6,4941 |
749,41 |
3156,491 |
Carbonoceous |
3,6184 |
1,3225 |
9,8279 |
756,17 |
3777,788 |
Orguail |
1,2811 |
1,5264 |
3,3423 |
655,15 |
2247,868 |
Cold Bokkeveld |
2,1492 |
1,2532 |
4,3507 |
797,99 |
2911,506 |
Попытки интерпретации подобных линейных уравнений приведены в работах [24, 25, 35]:
а. Интерпретация этого типа была проведена при анализе распределений изотопов между двумя соединениями М (исследуемый минерал) и D (равновесное с ним соединение) [35]. Это распределение в равновесных условиях описывается уравнением lnα(M – D) = f(T), где М – концентрация изотопа iХ элемента X в минерале, представленное в виде δXM, D–то же для соединения D в виде δXD; α – показатель фракционирования изотопа iХ элемента X между М и D, например изотопы углерода и кислорода в кальците или кислорода и водорода в слюдах. Для подавляющего большинства элементов lnα(M – D) = δXM – δXD. При наличии двух изотопов iX и jY в соединении D будем иметь соответственно lnα1(M – D) = δiXM – δiXD и lnα2(M – D) = δjYM – δjYD. В изотермических условиях распределение изотопов будет описываться линейным уравнением δjYM = АδiXM + B. В этом уравнении A = f(T) = (lnα2(M – D)/(lnα1(M – D)).
b. интерпретация с позиций представления их через параметрические уравнения типа iС = fj(Z). Тогда выделяются два механизма формирования линейной зависимости: Тогда выделяются два механизма формирования линейной зависимости:
- Z = T возгона [24]. В этом случае iС = fj(T) должна иметь линейную форму, чего на практике не наблюдается.
- Функция iС = fj(T) возможно параболическая (не линейная), но комбинация двух таких температурных уравнений [25] может иметь линейную форму. В данном случае этого не наблюдается. Тогда пара уравнений 21(22)C = A(20C) + B не представляет интереса.
Примеры изотермических распределений для Ne приведены на рис. 18. Последние повторяют описанное для других элементов поведение изотопов Ne на изотерме. Как и в случае с Pb, термический отжиг также показывает возможность существования нескольких форм нахождения (ФН) неона в метеоритах. Разные ФН газа определяются и при анализе изменения с Т относительных содержаний изотопов с выделением нескольких типов кривых (на примере распределения 21С)
1. Кривая с высокотемпературным максимумом (самарскит; Ю.А. Шуколюков, 1973). Подобные распределения характерны для метеоритов Fayetteville, Kapoeta, Holman Island, темных фракций метеорита Nogoya. Для них максимум - при Т > 1400°С (см. рис. 18).
2.Кривая с низкотемпературным максимумом выделения газа (Т = 200...300°С) —Alais, Ivuna, Orgueil.
3.Кривая с двумя максимумами. В большинстве случаев преобладает высокотемпературный максимум: Renazzo (1350°С), Cold Bokkeveld (>1400°С), светлые фракции Nogoya (1200°С). Реже доминируют низкотемпературные фракции: Leoville (<600°С). В метеорите Allende (см. рис. 12) во всех составных частях (матрица, серый агрегат) первый максимум соответствует Т = 400...600°С с содержанием 21С около 30%; высоко температурный максимум близкой интенсивности отмечен при Т >1400°С.
В целом, для всех метеоритов характерны одни и те же температурные интервалы максимальных значений 21С, говоря о тождественности ФН Ne: по аналогии с подобными результатами по аргону (Э.Г. Герлинг; Х.И. Амирханов, 1955…1960 и др.), видимо, высокотемпературный максимум обусловлен внутрикристаллическими связями газа в минералах, возможно, за счёт образования гипотетических минералов - аргоновых полевого шпата (?) ArAlSi3O8 или слюды (?) ArAl3Si3O10(OH)3 [7, 32], свидетельствуя о первичной форме его нахождения. Низкотемпературная фракция может быть связана с явлениями сорбции газа в процессе эволюции метеорита. Это позволяет предположить наличие не менее двух этапов формирования 21Ne.
Показательно также изменение индивидуального состава газа. Валовое содержание Ne колеблется в широких пределах, однако модальные значения в разных типах метеоритов приходятся примерно на один и тот же интервал (табл. 16).
Содержание
неона, 10-8 см3/г
|
J
|
С
|
H
|
L
|
E
|
X
|
АХ
|
<1
|
13
|
—
|
—
|
—
|
—
|
—
|
—
|
1—2
|
26
|
—
|
2
|
6
|
2
|
—
|
1
|
2—5
|
29
|
4
|
19
|
12
|
1
|
7
|
2
|
5-10
|
30
|
22
|
41
|
42
|
6
|
8
|
7
|
10—20
|
40
|
32
|
29
|
61
|
9
|
2
|
10
|
20-50
|
27
|
39
|
41
|
76
|
4
|
7
|
11
|
50—100
|
5
|
26
|
12
|
5
|
1
|
—
|
8
|
100-200
|
4
|
12
|
6
|
4
|
—
|
—
|
9
|
200—500
|
1
|
20
|
7
|
2
|
—
|
—
|
8
|
500—1000
|
—
|
1
|
2
|
—
|
—
|
—
|
6
|
1000—2000
|
—
|
2
|
1
|
—
|
—
|
1
|
7
|
>2000
|
—
|
—
|
6
|
1
|
—
|
—
|
23
|
Примечание. Типы метеоритов: J - J + Mes + Pal; L - L + LL; J - железные мете-ориты; Mes - мезосидериты; Pal — пал-ласиты. Хондриты: углистые С, обыкновенные типа HиL, энстатитовые Е, нерасклассифицированные X; АХ — ахондриты.
|
Анализ валовых относительных содержаний изотопов Ne выявил несколько типов ИСН, характеризуемых разными уравнениями смешения (рис. 19, табл. 17).
Рис. 19. Сводное распределение содержаний изотопов Ne:
1 — точки содержаний БГ в пробах (М\ и М2 — области максимального скопления проб); 2 — эталонные значения (СВ — солнечный ветер; ПЛ — планетарный газ; Sp — спалогенный неон на мишени из Mg; прочие мишени: Си — медь [11]- Р — фосфор [4]; Fe — железо); 3 —линии, усредняющие содержания изотопов, и их номера; 4 — область скопления точек метеорита Orgueil (П.М.Джеффери и др., 1970).
Содержание
Ne,%
|
J
|
С
|
Н
|
L
|
Е
|
X
|
АХ
|
<1
|
__
|
97
|
63
|
3
|
__
|
2
|
73
|
1-2
|
—
|
30
|
10
|
2
|
__
|
—
|
4
|
2-3
|
—
|
22
|
4
|
1
|
—
|
—
|
1
|
3-4
|
—
|
12
|
2
|
2
|
1
|
—
|
4
|
4—5
|
—
|
16
|
1
|
5
|
—
|
—
|
2
|
5-10
|
2
|
42
|
9
|
5
|
—
|
1
|
9
|
10—15
|
1
|
18
|
2
|
2
|
2
|
—
|
3
|
15—20
|
7
|
31
|
5
|
4
|
4
|
—
|
1
|
20—25
|
8
|
27
|
10
|
13
|
3
|
3
|
2
|
25—30
|
24
|
28
|
21
|
48
|
3
|
3
|
13
|
30—31
|
18
|
12
|
12
|
17
|
1
|
3
|
9
|
31—32
|
25
|
4
|
19
|
37
|
1
|
4
|
9
|
32-33
|
40
|
14
|
17
|
46
|
4
|
3
|
9
|
33—34
|
61
|
9
|
20
|
45
|
4
|
10
|
7
|
34-35
|
7
|
1
|
3
|
7
|
—
|
3
|
—
|
35—40
|
3
|
1
|
5
|
8
|
—
|
—
|
—
|
Примечание. С целью сокращения таб-лицы, но сохранения ее внутренних свойств содержания от 5 до 30% сжаты в интервалы по 5 значений с вынесением суммарного количества проб на новый интервал.
|
пробы из радиоактивных и другиx минералов (самарскит, берилл, настуран, браннерит, тухолит). Координаты: 20С = 90; 21С=1 и 22С = 9%.
II. Для неонов второй группы (линия II) характерны преобладание 20Ne и иная динамика изменения составов газа. Как правило, они представлены неоном свободных газов и газов, выделенных в основном из горных пород и минералов (ловчоррит, бетафит, гатчетолит, торит, самарскит). Определяющая линия проходит через значение солнечного ветра (СВ) вблизи точки захваченного планетарного неона (ПЛ).
III. Эту группу слагают преимущественно АХ с содержанием 21С > 33%, которые расположены вдоль слабо выраженной линии III, проходящей через М1 и ограничивающей распространение прямой I (рис. 19).
IV. Особо выделяются пробы метеорита Orgueil (П.Джеффери и др., 1970). Эти данные отличаются от предыдущих результатов, позволяя предположить наличие систематической ошибки в определении состава газа, поскольку данные других исследователей (Е. Mazor и др., 1970; D. C. Black, 1972 и др.) ложатся в общую структуру. Далее эти результаты не обсуждаются.
Анализом индивидуальных особенностей распределения неона во многих метеоритах (Allende, Nogoya и др.) выделяются генерации БГ (табл. 16), описываемые различными индивидуальными составами примесной и радиационной компонент.
Теоретической основой анализа служит аксиома, что измеренный Ne является смесью радиационного (РЦН) состава iСрц и примесного неона iСо, находящегося в системе до начала радиационного воздействия нуклонов или других частиц на вещество. За эталон принято содержание изотопа 20Ne, поскольку на фоне распространения изотопов 21Ne и 22Ne образование 20Ne за радиационную историю Ne за счет ядерных реакций настолько незначительно, что им можно пренебречь (Г.Е. Ануфриев и др., 1976). Тогда по аналогии со свинцовыми ИС [6] выполняются уравнения смешения (ΣВi = ΣAi = 100 %):
Эти уравнения характеризуют индивидуальные составы примесного iСо и радиационного iСрц газов. Однако, если эти выборки содержат общий для них Ne, то индивидуальные составы Ne будут подчиняться нижеследующим уравнениям, в которых переменными уже выступают bi, Bi , аi*, Аi*):
где аi*=1/а; Аi*=-аi*iСрц; k=(1/Ne) определяет валовое содержание общего неона в источнике. В этих уравнениях ΣКi = Σli = 100%. В общем случае К и l отражают относительные содержания примесных неонов в разных источниках. Однако в ИС неона (ИСН) в пределах точности построения графиков эти содержания оказались равными.
Исследования показали, что в некоторых метеоритах соотношение (2) не сохраняется: Appolon (I), Kapoeta (АХ, говардит), Nogoya (С2).
Для значительной группы метеоритов выполняется исключительно соотношение (2) с возможностью вычисления для них составов только индивидуального РЦН. Во многих случаях действительно соотношение (1) (рис. 20), с помощью которого можно вычислять индивидуальные составы примесного и РЦН. Примеры этих ИС отражены в табл. 18. В целом, две последние группы установлены в 88% выборок.
В примере, приведенном на рис. 21, около 60% выборок попадает в область с примерным равенством 21С/22С = 1. Основная масса этих выборок представлена С, L и H - хондритами и метеоритами J (соответственно 16, 9, 5 и 10 проб, кроме того 2 пробы АХ и 1 —E-хондрита). Остальные пробы расположены в области преобладания 22С.
Метеорит
|
Тип метеорита
|
Состав неона
|
Источник
|
||||
примесного
|
Радиационного
|
||||||
20С
|
21С
|
22C
|
21С
|
22 С
|
|||
Orgueil
|
С1
|
92,20
|
1,430
|
20,02
|
20,02
|
79,48
|
[18]
|
C1
|
90,93
|
0,752
|
8,32
|
2,809
|
97,20
|
[15]
|
|
Murray
|
С2
|
91,94
|
0,520
|
7,96
|
39,50
|
63,33
|
|
Mighei
|
C2
|
88,61
|
3,317
|
8,013
|
14,68
|
87,65
|
Л.К.Левский, 1972
|
Vigarano
|
С3
|
89,32
|
0,140
|
10,52
|
61,63
|
42,50
|
Дж.Матсуда и др., 1980
|
С3
|
88,75
|
0,462
|
10,54
|
64,20
|
37,55
|
||
Allende
|
С3
|
81,11
|
5,359
|
14,18
|
48,48
|
49,02
|
[17]
|
С3
|
64,25
|
15,00
|
20,33
|
51,42
|
50,60
|
||
С3
|
18,17
|
35,89
|
45,98
|
44,76
|
55,72
|
||
Kainsaz
|
С3
|
51,36
|
20,92
|
27,35
|
51,52
|
49,40
|
Л.К.Левский, 1972
|
Pultusk
|
H5
|
91,38
|
1,186
|
7,096
|
48,81
|
52,42
|
[15]; [19]
|
Pantar
|
H5
|
90,85
|
0,625
|
8,890
|
50,59
|
48,37
|
[20]
|
H5
|
76,64
|
5,385
|
17,35
|
55,44
|
46,12
|
||
L6
|
95,25
|
0,282
|
4,667
|
46,27
|
53,05
|
Х.Хинтенбергер и др., 1962
|
|
Bruder-heim
|
L6
|
21,95
|
37,50
|
40,52
|
49,44
|
52,07
|
[20]
|
Khor Temiki
|
АХ
|
92,88
|
1,026
|
7,388
|
50,64
|
49,80
|
П.Эбергардт и др., 1966
|
Staroe Pesianoe
|
АХ
|
92,40
|
0,133
|
7,349
|
43,02
|
57,18
|
[9]
|
Анализ индивидуальных примесных неонов [см. уравнение (4)] обнаружил наличие общего РЦН состава 21Срц = 47,60 и 22Срц = 50,10%, С21С/22С = 0,95 (~1). В координатных системах аi*- А*i, а также bi — Вi выделяются выборки, состав которых приведен на рис. 22 в виде «общего примесного Ne».
Выявление составов общих примесного и радиационного неонов логически замыкает схему рассмотрения фактического материала.
Совокупность выборок, описываемых этой схемой, можно представить как замкнутую, характеризующую определенный класс метеоритов, обладающих общностью радиационной истории.
Согласно обобщенной схеме истории становления примесных неонов (см. рис. 22), современный неон формируется в несколько этапов. Первый, наиболее ранний, этап соответствует времени образования газа, который входит в общий примесный Ne (выборка I). Предположительно, состав выборки II этого неона отражает наиболее ранний РЦН.
Рис. 22. Структура изотопного состава современного неона (в 10-8 см3/г пробы)
В дальнейшем эти формы смешались, создав общий примесный неон второго этапа. В то же время происходит образование общего РЦН. На следующем этапе все три выборки смешиваются в индивидуальный примесный газ с одновременным накоплением спалогенного неона в виде индивидуального РЦН. Наконец, смешение всех названных разновидностей БГ формирует состав современного неона, непосредственно измеряемого в пробах.
При обсуждении результатов отметим, что в настоящее время не известен природный изотоп, при радиоактивном распаде которого образуются изотопы неона. Последние сформированы в процессе самопроизвольных или индуцированных ядерных реакций [4, 9]. Согласно работам [8, 9, 10], ИСН отражает условия его существования в доземной истории. Основным источником газа являются Mg, Fe и Si при взаимодействии их с космическими лучами высоких энергий [4, 8, 9]. Такой неон состава 20С = 30,69 ... 31,13; 21С = 33,21 ... 33,11 и 22С = 36,10...35,76% получил название спалогенного (Sp) и имеет характеристическое отношение 21С/22С = 1. Некоторые исследователи выделяют компоненту G с отношением 21С/22С = 0,19, произведённую преимущественно вторичными частицами, возникающими под воздействием галактических или космических лучей, и связанную с поверхностью тела компоненту F (21С/22С→0) (18, 24).
Альтернатива спалогенному — первичный неон, в разных количествах присутствующий во всех метеоритах [8, 9] и состоящий из независимых компонент: планетарного (ПЛ), захваченного, сильно фракционированного и наиболее древнего газа состава 20С = 81,39; 21С- 0,542 и 22С- 18,02% (Ю.А. Шуколюков и др., 1973) и солнечного неона (СВ) (20С = 90,14... 92,95; 21С = 0,200 ... 0,219 и 22С = 6,660 ... 6,834%), близкого первичным газам хондритов и обусловленного либо действием на метеорит солнечного ветра, либо внедренным в него в процессе сорбции газа углистыми и другими компонентами метеорита.
Важная проблема генезиса ИСН — время их образования. Ранее [3, 4, 8, 9] была выявлена зависимость состава образованного газа от химизма метеорита, интенсивности и спектра космического излучения. Тесная связь количества образованных атомов БГ со временем tрц облучения вещества нуклонами проявляется в виде отношения tрц = iNe/iP, где iNe — абсолютное количество образованного газа, iР — скорость его производства. Проведены расчеты iР для метеоритов разного состава. Например, для Ne, образованного при ядерных реакциях на Mg и Si, 21Р = 0,52•10-8 см3/г 106 лет [2]. Реально tрц определяется только по 21Ne, причем 21Р колеблется в пределах (0,27 ... 0,56) • 10-8 см3/г106 лет.
Установлено, что для 73% метеоритов tрц <107 лет и на несколько порядков меньше радиогенного возраста (А.П. Виноградов и др., 1964; [9]). Это в совокупности с зависимостью состава неона от глубины отбора проб в метеорите и Т термического отжига привело к гипотезе, что tрц отражает время последнего разрушения первичного тела — астероида (Л.К. Левский, 1964; А.П. Виноградов и др., 1964; Э.В. Соботович, 1964; А.К. Лаврухина, 1965, 1972).
Выявленные нами особенности распределения изотопов неона позволили дополнить представления о становлении ИС БГ. Результаты облучения мишеней на Сu, Р и металлических частицах (см. рис. 22) не могут объяснить состав основной массы Ne в области М1 приближающейся к составу спалогенного газа. Область М2 наиболее близка солнечной компоненте СВ. Неон планетарного типа не вписывается в построенную диаграмму, согласуясь с выделением из радиоактивных минералов газов.
Анализ индивидуальных особенностей объектов выявил новые их свойства. Фракционирование изотопов неона рассматривалось в работе [10] как следствие дегазации планет. Результаты же термических отжигов показали возможность фракционирования их при высоких Т. Явление это практически не изучено, несмотря на то, что вследствие значительного ударного метаморфизма, сопровождающегося плавлением или перекристаллизацией вещества, температуры этих преобразований могут достигать 1000°С. Тем не менее, видимо, процессы разделения изотопов неона в целом не меняют принципиально картину распределений их в теле метеоритов. Более существенным является дегазация, или потеря газа из метеоритного тела. Проведенные исследования ИСН индивидуальных метеоритов конкретизировали эти положения на основе анализа зависимости изменения ИСН от валового содержания газа. Эта зависимость (см. табл. 16) выявлена только в 13 метеоритах (или 38% объектах с достаточным фактическим материалом) и сохранена, видимо, в связи с отсутствием выноса Ne. В другом основном по распространенности случае (22 метеорита, или 60%) частичная потеря газа сопровождается сохранением только связей (2). Наконец, существенная потеря БГ ведет к нарушению и зависимости (2) (3 метеорита).
Гипотеза о раскалывании материнского тела опирается на одноактный механизм разрушения. Системный подход к анализу этой проблемы показывает, что метеориты, входящие в единый класс, скорее всего образованы при многократном разрушении одного и того же тела, причем каждый из выделенных этапов (см. рис. 21) отражает определенный акт раскалывания. Следовательно, за весь период жизни астероида произошло не менее трех таких актов. Материнское тело содержало при этом около 250•10-8 см3/г неона, а при его первичном радиационном преобразовании произведено примерно 8,33•10-8 см3/г газа, при этом составы примесной и радиационной компонент колеблются около значений, соответствующих солнечной и спалогенной фракциям и говорящих об однообразной радиационной обстановке за время жизни метеорита. Не исключено, что в определенные моменты третьего этапа при образовании индивидуального состава неона метеорит подходил близко к Солнцу, в результате чего существенно возрастал поток солнечного ветра с образованием компонент G или F (см. рис. 21).
Время формирования этих этапов устанавливается частично. Исходное материнское тело содержит около 4,3•10-8 см3/г примесного и 2,70•10-8 см3/г радиационного 21Ne первого этапа. Полагая в среднем 21P=0,4•10-8см3/г за 106 лет, получаем, что наиболее ранний Ne образован за 10,75 млн лет, а его спалогенная составляющая — 6,75 млн лет. Тогда длительность первого этапа раскалывания составит примерно 17,50 млн лет. Для последующих этапов это время вследствие отсутствия данных об абсолютных концентрациях Ne пока рассчитать нельзя.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
http://www.geokhi.ru/rasempg/Shared%20Documents/2019/ТРУДЫ%20ВЕСЭМПГ-2019.pdf.
URL: http://www.scgis.ru/russion/cp1251/h_dgggms/1-2002/inform,ul-1/mineral-14.pdf.
Макаров В.П. Изотопные геотермометры. / Materialy II Mezinarodni Vedecko-practici conference “Perspektivni ovinky vedy a Technici – 2005”. Praha – Dnepropetrovsk: Nauka. 2005, Dil 7, P.53-67.