Зарядовые состояния ионов инертных газов в лунных ильменитах

Зарядовые состояния
ионов инертных газов в
лунных ильменитах
Г. К. Устинова
Институт геохимии и аналитической химии имени
В.И.Вернадского, РАН, Москва; ustinova@dubna.net.ru
Фракционирование
частиц
в
солнечном
корпускулярном излучении сильно меняется от
вспышки к вспышке, поэтому особую ценность
представляют средние закономерности, которые
следуют из содержаний инертных газов в лунных
образцах с разным радиационным возрастом.
Инертные
газы
в
лунных
ильменитах
проанализированы с точки зрения зарядовых состояний
ионов двух компонент солнечного корпускулярного
излучения: солнечного ветра (SW) и солнечных
энергичных частиц (SEP), ассоциируемых с солнечными
вспышками. Ионизация атомов в зависимости от первого
ионизационного потенциала элементов происходит в
хромосфере и в нижних слоях короны, причем
зарядовые
состояния
ионов
формируются
в
соответствии с локальной температурой и плотностью
электронов и остаются неизменными в дальнейших
процессах (Meyer, 1985).
Компоненты SW и SEP различаются своим изотопным и
элементным составом. Считается, что частицы SEPкомпоненты достигали высоких энергий из-за ускорения в
ударных волнах при пересоединении магнитых полей во
время вспышек
до инжекции из короны и/или из-за
ускорения в магнитных полях гелиосферы. При этом
неизбежно возникало фракционирование SEP-компоненты
пропорционально A/Z или (A/Z)2 (и A/Q или (A/Q)2 , где Q<Z –
заряд иона, если ионизация была неполной)
(Eichler and Hainebach, 1981)
•
• Для изотопов i и j одного элемента фракционирование в
ударных волнах пропорционально Ai /Aj или (Ai /Aj )2, т.е.
является обычным масс-фракционированием, которое
возникает, например, при диффузии из-за разной степени
летучести легких и тяжелых изотопов инертных газов. Это
затрудняет понимание и интерпретацию наблюдаемых
эффектов масс-фракционирования в образцах внеземного
вещества, обусловленных разными процессами.
Инертные газы в лунных ильменитах
• В ильменитах лунного грунта 71501 (I71) и в реголитовой
брекчии 79035 (I79) с радиационным возрастом T ~100 млн.
лет и T ~1 млрд. лет, соответственно, содержания
инертных газов He, Ne, Ar, Kr и Xe измерены методом
ступенчатого травления в замкнутой системе (CSSEтехника) (Benkert , et al., 1993; Wieler and Baur, 1994).
•
Выявлены 2 компоненты захваченных инертных газов:
нефракционированные SW- газы в близповерхностных
фракциях (1-3)
и
SEP-газы, обогащенные тяжелыми изотопами, в
достаточно глубоких фракциях (13-16).
На рис.1 аппроксимирующие полиномиальные кривые (сплошные –
для I71, пунктир – для I79) наглядно демонстрируют, как с увеличением
глубины травления Ne, Ar, Kr и Xe становятся все более тяжелыми.
3.35
14
3.30
20
84
86
Kr/ Kr
22
Ne/ Ne
13
3.25
3.20
12
3.15
11
0
4
8
12
16
Ступени травления
3.10
20
0
6
4
8
12
16
Ступени травления
20
8
12
16
Ступени травления
20
2.76
2.72
Xe
134
2.68
Xe/
4
132
36
38
Ar/ Ar
5
2.64
3
2.60
2
2.56
0
4
8
12
16
Ступени травления
20
0
4
• С другой стороны, для газов He, Ne и Ar отмечены более
высокие диффузионные потери более легких газов в
элементных отношениях близповерхностных фракций.
50
36
Ne/ Ar
40
20
• На рис.2 можно видеть, что отношение
20Ne/36Ar растет с глубиной.
10
0
0
4
8
12
Ступени травления
16
0
4
8
12
Ступени травления
16
10
132
Xe
8
Kr/
Однако, эффект близповерхностной
диффузии явно не наблюдается в
случае тяжелых газов как в
ильменитах I71, так и в ильменитах
I79. Учитывая только массфракционирование, авторы
эксперимента приходят к парадоксу,
что отношения легких газов (4He/36Ar
и 20Ne/36Ar) растут с глубиной, тогда
как отношение 84Kr/132Xe остается
постоянным.
20
84
•
30
6
4
Моделирование эффектов фракционирования
• Легко видеть, что этот парадокс легко разрешается, с точки
зрения механизма фракционирования солнечных газов при
ускорении в ударных волнах.
•
Действительно, для изотопов каждой пары легких
инертных газов A/Z=2, так что их относительные
содержания не менялись при ускорении, оставаясь такими
же как в SW-компоненте.
• В случае же тяжелых газов A/Z=2.33 для 84Kr и A/Z=2.44 для
132Xe, так что в SEP-компоненте при ускорении в ударных
волнах формировались меньшие отношения 84Kr/132Xe, чем
в SW-компоненте, т.е. это отношение должно уменьшаться
с глубиной травления.
• Однако, в эксперименте этот эффект маскируется
большими диффузионными потерями более легкого 84Kr
вблизи поверхности, что приводит к видимому постоянству
отношения 84Kr/132Xe.
Скорее всего, однако, ионизация в
хромосфере была неполной.
Наблюдаемые соотношения изотопов и
элементов в SEP-компонентах глубинных
образцов I71(13) и I79(16-17) можно получить,
конвертируя их исправленные на
близповерхностную диффузию
соотношения в SW-компонентах I71(1) и
I79(3-4) с учетом фракционирования SEPкомпоненты в ударных волнах
пропорционально (A/Q)2.
Моделирование показывает, что для ильменита лунного грунта I71
с T ~100 млн. лет средние зарядовые состояния ионов Ne, Ar, Kr и Xe равны
QI71 = 8, 14, 18-19 и 18, соответственно, и лежат в интервале P ~ 700-800 eV.
Наилучшее соответствие для Kr наблюдается при разных зарядовых
состояниях изотопов, а именно: при QI71 = 18-19 (в равных пропорциях)
для 82Kr и при QI71 = 19 для 84Kr.
I71
1
2
Солнечная система [1]
I71/D
(1) [2,3]
20Ne
36Ar
20Ne
36Ar
82Kr
130Xe
84Kr
22Ne
38Ar
36Ar
84Kr
84Kr
132Xe
132Xe
13.68
5.31
37.65
3307
0.2004
0.1653
20.73
13.81
5.46
13.91
2043
0.2037
0.1659
12.46
13.81
5.46
40.3
3984
0.2037
0.1659
20.77
3
SW:
4
SWI71 = I71(1)D0i/D0j
5
SEP:
SWI71KI71 **
11.41
4.90
38.09
1348
0.2052*
0.1609
7.55
6
SEP:
I71 (13) [2,3]
11.21
4.68
38.64
1308
0.2079
0.1586
7.97
[1] - Anders, Grevesse (1989); [2] - Wieler, Baur (1994); [3] - Benkert и др. (1993);
** KI71 = (Ai /QI71i )2/(Aj /QI71j)2 ; * - при QI71=18-19 для 82Kr и QI71=19 для 84Kr.
Для реголитовой брекчии I79 с T ~1 млрд лет средние зарядовые
состояния ионов Ne, Ar, Kr и Xe лежат в более высоком диапазоне
P ~ 900-1000 eV и равны QI79 = 8, 16, 21-23 и 23, соответственно,
причем наилучшее соответствие для Kr наблюдается при
QI79 = 21-22 (в равных пропорциях) для 82Kr и при QI79 = 23 для 84Kr.
1
I79
2
Солнечная система [1]
I79 (3-4) [2,3]
20Ne
36Ar
20Ne
36Ar
82Kr
130Xe
84Kr
22Ne
38Ar
36Ar
84Kr
84Kr
132Xe
132Xe
13.68
5.31
37.65
3307
0.2004
0.1653
20.73
13.47
5.43
10.67
2160
0.2119
0.1761
4.64
3
SW:
4
SWI79 = I79(3-4)I79· D0i(3-4)
/D0j
13.47
5.43
30.91
4212
0.2119
0.1761
7.74
5
SEP:
SWI79KI79 **
11.13
4.87
38.16
1598
0.2315*
0.1708
3.13
6
SEP:
I79(16-17) [2,3]
11.12
4.72
37.51
1547
0.2306
0.1635
3.53
SW =I79
D
[1] - Anders, Grevesse (1989); [2] - Wieler, Baur (1994); [3] - Benkert и др. (1993);
** KI79 = (Ai /QI79 i)2/(Aj /QI79 J)2 ; * - при QI79=21-22 для 82Kr и QI79=23 для 84Kr.
Вспышечная активность солнца
• Зарядовые состояния ионов большинства элементов в
современной SEP-компоненте корпускулярного излучения
от постепенно развивающихся солнечных вспышек
соответствуют ионизации в условиях теплового
равновесия при типичной для солнечной короны
температуре T ~ 2 млн. K (например, для ионов железа
заряд QFe ~ 10) (Arnaud and Rothenflug, 1985).
• Однако в жестких импульсных вспышках, сильно и
обогащенных 3He и тяжелыми ионами, измерены гораздо
более высокие зарядовые состояния ионов (QFe ~ 20),
которые соответствуют T ~ 10 млн. K (Labrador, et al.,2001), т.е.
гораздо более горячим слоям короны.
• Более высокие средние зарядовые состояния ионов SEPкомпонент инертных газов в течение ~1 млрд. лет, чем в
последние ~100 млн. лет и в настоящее время [6],
указывают на большую вспышечную (импульсного типа)
активность Солнца и, в среднем, большую его светимость в
прошлом на данной временной шкале.
Жесткость спектра солнечных протонов
• На рис.2 хорошо видно, что данные для тяжелых
изотопов в ильменитах I79 лежат почти вдвое ниже
данных в ильменитах I71. Это может быть
результатом недостаточной коррекции вклада
космогенной компоненты в эксперименте.
• Для всех изотопов, кроме Xe, коррекция
производилась раздельно для каждого шага
травления в образцах I71 и I79 по экспериментально
измеренному содержанию космогенных газов на
более глубоких шагах травления. В случае же Xe, из-за
сильного загрязнения атмосферным Xe, для учета
космогенной компоненты в I71 и I79 использовался
один и тот же современный феноменологический
состав космогенного Xe.
• Между тем, полученные выше результаты позволяют
предположить, что энергетический спектр солнечных
протонов, генерируемых во вспышках, был более
жестким ~ 1 млрд. лет назад, что должно было сильно
изменить соотношения космогенных изотопов
6
Содерж. изот., атом / 10 Si ; Отн. изот.
• На рис. 3 эти закономерности
представлены для
рассматриваемых изотопов
Xe и Kr.
10
10
10
10
132
Kr / Xe
84
3
86
Kr / Kr
84
1
10
10
5
132
Xe /
Xe
-1
-3
84
Kr
-5
10
134
86
Kr
-7
134
1
2
3
4

5
132
Xe
Xe
6
• Видно, что космогенное
отношение 84Kr/132Xe сильно
зависит от жесткости спектра,
уменьшаясь почти в 2 раза
при изменении  всего лишь
от 3 (современный средний
спектр солнечных протонов)
до 2.5 (спектр ГКЛ).
• Именно завышение
космогенного вклада в
отношение 84Kr/132Xe из-за
использования при его
оценке одинакового
изотопного состава
космогенного Xe и в I71, и в
I79, должно было привести к
низким значениям отношений
захваченных компонент этих
газов в ильменитах I79 на
рис.2.
Возможные аддитивные примеси Xe деления
• Заметим, что никакой диффузинный механизм не может
быть ответственным за наблюдаемое различие элементных
отношений тяжелых газов в лунных ильменитах разного
возраста, поскольку такой эффект в еще большей мере
должен был бы проявиться в случае легких газов.
• Однако к снижению отношений 84Kr/132Xe в древней брекчии
могли привести аддитивные примеси Xe деления
трансурановых элементов, в первую очередь, 238U и 244Pu. В
разных количествах они присутствуют, в основном, в
кристаллических лунных породах и отсутствуют в лунном
грунте, сформировавшемся уже после распада этих
элементов; они характерны также для лунных брекчий, в
которые Xe мог быть имплантирован при ударе из ранее
аккумулированного резервуара Xe деления в лунных
породах (Pepin et al., 1995).
• Возможное наличие примеси Xe деления в ильменитах
брекчии I79 приводит к снижению рассчитанных зарядовых
состояний ионов, так что полученные значения QI79 следует
рассматривать лишь в качестве верхних пределов.