Гафниево-вольфрамовое датирование

Геохронологический радиометрический метод датирования с использованием радиоактивного распада гафния-182

Датирование по гафнию и вольфраму — это геохронологический радиометрический метод датирования , использующий систему радиоактивного распада гафния-182 в вольфрам-182 . ^[1] Период полураспада системы составляет8,9 ± 0,1  миллиона лет. ^[1] Сегодня гафний-182 является вымершим радионуклидом , но радиоактивная система гафний-вольфрам полезна в исследованиях ранней Солнечной системы, поскольку гафний литофилен , а вольфрам умеренно сидерофилен , ^[2] что позволяет использовать систему для датирования дифференциации ядра планеты . Она также полезна для определения времени формирования родительских тел железных метеоритов . ^[3]

Использование системы гафний-вольфрам в качестве хронометра для ранней Солнечной системы было предложено в 1980-х годах ^[4] , но не получило широкого распространения до середины 1990-х годов, когда развитие многоколлекторной индуктивно-связанной плазменной масс-спектрометрии позволило использовать образцы с низкой концентрацией вольфрама. ^{[5] [6]}

Основной принцип

Радиоактивная система, лежащая в основе датирования гафнием и вольфрамом, представляет собой двухступенчатый распад следующим образом:

¹⁸²
₇₂ВЧ
→¹⁸²
₇₃Та
+
е⁻
+
ν
_е

¹⁸²
₇₃Та
→¹⁸²
₇₄Вт
+
е⁻
+
ν
_е

Период полураспада первого распада составляет 8,9 миллионов лет, тогда как период полураспада второго распада составляет всего 114 дней ^[7] , поэтому промежуточный нуклид тантал-182 ( ¹⁸² Ta) можно фактически игнорировать.

Поскольку гафний-182 является вымершим радионуклидом, хронометрия гафния и вольфрама выполняется путем изучения распространенности вольфрама-182 относительно других стабильных изотопов вольфрама, которых фактически существует пять, включая чрезвычайно долгоживущий изотоп вольфрама-180, период полураспада которого намного больше, чем текущий возраст Вселенной. ^[8] Распространенность вольфрама-182 может зависеть от процессов, отличных от распада гафния-182, но существование большого количества стабильных изотопов очень полезно для распутывания изменений в вольфраме-182, вызванных другой причиной. Например, в то время как ¹⁸² W, ¹⁸³ W, ¹⁸⁴ W и ¹⁸⁶ W производятся r- и s-процессами , редкий изотоп вольфрам-180 производится только p-процессом . Изменения изотопов вольфрама, вызванные нуклеосинтетическими вкладами r- и s-процессов, также приводят к коррелированным изменениям в отношениях ¹⁸² W/ ¹⁸⁴ W и ¹⁸³ W/ ¹⁸⁴ W, что означает, что отношение ¹⁸³ W/ ¹⁸⁴ W можно использовать для количественной оценки того, какая часть изменений вольфрама-182 обусловлена ​​нуклеосинтетическими вкладами. ^[9] Влияние космических лучей сложнее скорректировать, поскольку взаимодействия космических лучей влияют на распространенность вольфрама-182 гораздо больше, чем на любой другой изотоп вольфрама. ^[10] Тем не менее, влияние космических лучей можно скорректировать, изучив другие изотопные системы, такие как платина , осмий или стабильные изотопы гафния, или просто взяв образцы из недр, которые не подвергались воздействию космических лучей, хотя для последнего требуются большие образцы. ^{[11] [12]}

Данные по изотопам вольфрама обычно представляются в виде ε ¹⁸² W и ε ¹⁸³ W, которые представляют собой отклонения в отношениях ¹⁸² W/ ¹⁸⁴ W и ¹⁸³ W/ ¹⁸⁴ W в частях на 10 000 относительно земных стандартов. ^[1] Поскольку Земля дифференцирована, кора и мантия Земли обогащены вольфрамом-182 относительно первоначального состава Солнечной системы. Недифференцированные хондритовые метеориты имеют ε ¹⁸² W = −1,9 ± 0,1 относительно Земли, что экстраполируется для получения значения−3,45 ± 0,25 для начального ε ¹⁸² W Солнечной системы. ^[13]

Датирование формирования планетарного ядра

Иллюстрация того, как датирование с использованием гафния и вольфрама может помочь количественно определить время дифференциации (формирования ядра) планеты.

Первичная планета недифференцирована, что означает, что она не разделена слоями в соответствии с плотностью (при этом самый плотный материал находится ближе к внутренней части планеты). Когда планета подвергается дифференциации, плотные материалы, в частности железо, отделяются от более легких компонентов и погружаются внутрь, образуя ядро ​​планеты. Если бы этот процесс произошел относительно рано в истории планеты, гафний-182 не успел бы распасться до вольфрама-182. Поскольку гафний является литофильным элементом, (нераспавшийся) гафний-182 остался бы в мантии (т. е. во внешних слоях планеты). Затем, через некоторое время, гафний-182 распался бы до вольфрама-182, оставив избыток вольфрама-182 в мантии. С другой стороны, если дифференциация произошла позже в истории планеты, то большая часть гафния-182 распалась бы до вольфрама-182 до начала дифференциации. Будучи умеренно сидерофильным, большая часть вольфрама-182 погрузится вглубь планеты вместе с железом. В этом сценарии впоследствии во внешних слоях планеты будет присутствовать не так много вольфрама-182. Таким образом, рассматривая, сколько вольфрама-182 присутствует во внешних слоях планеты по сравнению с другими изотопами вольфрама, можно количественно оценить время дифференциации.

Возраст модели

Если у нас есть образец из мантии (или ядра) тела и мы хотим вычислить возраст формирования ядра по содержанию вольфрама-182, нам также необходимо знать состав основной части планеты. Поскольку у нас нет образцов из ядра Земли (или любой другой неповрежденной планеты), состав хондритовых метеоритов обычно заменяет состав основной части планеты. ^{[1] [14]} Гафний и вольфрам являются тугоплавкими элементами , поэтому не ожидается никакого фракционирования между гафнием и вольфрамом из-за нагрева планеты во время или после формирования. Модельный возраст для времени формирования ядра затем можно рассчитать с помощью уравнения ^[1]

${\displaystyle t={\frac {1}{\lambda }}\ln \left({\frac {(\epsilon ^{182}{\rm {W_{chondrite}}}-\epsilon ^{182}{\rm {W_{SSI}}})f^{\rm {Hf/W}}}{\epsilon ^{182}{\rm {W_{sample}}}-\epsilon ^{182}{\rm {W_{chondrite}}}}}\right)}$,

где - константа распада гафния-182 (0,078±0,002 млн лет ^-1 ), ^[15] значения ε ¹⁸² W соответствуют значениям образца, хондритовых метеоритов (принятым для представления основной массы планеты) и начальному значению Солнечной системы и учитывают любые различия в общем содержании гафния между образцом и хондритовыми метеоритами, ${\displaystyle \lambda }$ ${\displaystyle f^{Hf/W}}$

${\displaystyle f^{Hf/W}={\frac {(^{180}{\rm {Hf}}/^{184}{\rm {W}})_{\rm {sample}}}{(^{180}{\rm {Hf}}/^{184}{\rm {W}})_{\rm {chondrite}}}}-1}$.

Важно отметить, что это уравнение предполагает, что формирование ядра происходит мгновенно. Это может быть разумным предположением для небольших тел, таких как железные метеориты, но не верно для крупных тел, таких как Земля, чья аккреция, вероятно, заняла много миллионов лет. Вместо этого более сложные модели, которые моделируют формирование ядра как непрерывный процесс, более разумны и должны использоваться. ^{[16] [17]}

Время формирования ядра тел Солнечной системы

Метод датирования гафнием-вольфрамом применялся ко многим образцам тел Солнечной системы и использовался для оценки даты формирования ядра. Для железных метеоритов датирование гафнием-вольфрамом дает возраст в диапазоне от менее миллиона лет после образования первых твердых тел ( богатых кальцием и алюминием включений , обычно называемых CAIs) до примерно 3 миллионов лет для различных групп метеоритов. ^[18] Хотя хондритовые метеориты в целом не дифференцированы, датирование гафнием-вольфрамом все еще может быть полезным для ограничения возраста образования, применяя его к более мелким областям расплава, в которых разделились металлы и силикаты. Для очень хорошо изученного углеродистого хондрита Альенде это дает возраст образования около 2,2 миллиона лет после образования CAIs. ^[19] Были исследованы марсианские метеориты , которые показали, что Марс мог полностью сформироваться в течение 10 миллионов лет после образования CAIs, что было использовано для предположения, что Марс является первичным планетарным эмбрионом . ^[20] Для Земли модели аккреции и формирования ядра сильно зависят от того, насколько гигантские удары, подобные тому, который, как предполагается, сформировал Луну , повторно смешали ядро ​​и мантию, что дает даты от 30 до 100 миллионов лет после CAIs в зависимости от предположений. ^{[21] [22]}

Смотрите также

• Радиометрическое датирование
• Изотопная геохимия
• Планетарная дифференциация

Ссылки

1. Kleine T, Walker RJ (август 2017 г.). «Изотопы вольфрама в планетах». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 45 (1): 389–417. Bibcode : 2017AREPS..45..389K. doi : 10.1146/annurev-earth-063016-020037. PMC  6398955. PMID  30842690 .
2. Halliday A, Rehkämper M, Lee DC, Yi W (июль 1996 г.). «Ранняя эволюция Земли и Луны: новые ограничения из геохимии изотопов Hf-W». Earth and Planetary Science Letters . 142 (1–2): 75–89. Bibcode : 1996E&PSL.142...75H. doi : 10.1016/0012-821x(96)00096-9. ISSN  0012-821X.
3. Кляйне Т., Тубул М., Бурдон Б., Ниммо Ф., Мезгер К., Пальме Х., Якобсен С.Б., Инь К.З., Холлидей А.Н. (сентябрь 2009 г.). «Hf – W хронология аккреции и ранней эволюции астероидов и планет земной группы». Geochimica et Cosmochimica Acta . 73 (17): 5150–5188. Бибкод : 2009GeCoA..73.5150K. дои : 10.1016/j.gca.2008.11.047.
4. Norman EB, Schramm DN (август 1983). "182Hf хронометр для ранней Солнечной системы". Nature . 304 (5926): 515–517. Bibcode :1983Natur.304..515N. doi :10.1038/304515a0. S2CID  4272464.
5. Harper CL, Jacobsen SB (апрель 1996 г.). «Доказательства наличия 182Hf в ранней Солнечной системе и ограничения на временную шкалу земной аккреции и формирования ядра». Geochimica et Cosmochimica Acta . 60 (7): 1131–1153. Bibcode : 1996GeCoA..60.1131H. doi : 10.1016/0016-7037(96)00027-0.
6. Ли Д.К., Холлидей А.Н. (декабрь 1995 г.). «Хронометрия гафния–вольфрама и определение времени формирования земного ядра». Nature . 378 (6559): 771–774. Bibcode :1995Natur.378..771L. doi :10.1038/378771a0. hdl : 2027.42/62600 . S2CID  4349165.
7. Ауди, Жорж; Берсильон, Оливье; Блашо, Жан; Вапстра, Аалдерт Хендрик (2003), «Оценка NUBASE свойств ядра и распада», Nuclear Physics A , 729 : 3–128, Bibcode : 2003NuPhA.729....3A, doi : 10.1016/j.nuclphysa.2003.11. 001
8. Cozzini C, Angloher G, Bucci C, von Feilitzsch F, Hauff D, Henry S и др. (13 декабря 2004 г.). «Обнаружение естественного распада вольфрама». Physical Review C. 70 ( 6): 064606. arXiv : nucl-ex/0408006 . doi :10.1103/PhysRevC.70.064606. S2CID  118891861.
9. Цинь Л. , Дауфас Н., Вадхва М., Марковски А., Галлино Р., Дженни П.Е., Бауман С. (20 февраля 2008 г.). «Вольфрамовые ядерные аномалии в ядрах планетезималей». Астрофизический журнал . 674 (2): 1234–1241. Бибкод : 2008ApJ...674.1234Q. дои : 10.1086/524882 .
10. Leya I, Wieler R, Halliday AN (февраль 2003 г.). «Влияние образования космических лучей на системы вымерших нуклидов». Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (3): 529–541. Bibcode : 2003GeCoA..67..529L. doi : 10.1016/S0016-7037(02)01091-8.
11. Kruijer TS, Fischer-Gödde M, Kleine T, Sprung P, Leya I, Wieler R (январь 2013 г.). «Захват нейтронов изотопами Pt в железных метеоритах и ​​хронология Hf–W формирования ядра планетезималей». Earth and Planetary Science Letters . 361 : 162–172. Bibcode : 2013E&PSL.361..162K. doi : 10.1016/j.epsl.2012.10.014.
12. Цинь Л., Дауфас Н., Хоран М.Ф., Лея И., Карлсон Р.В. (март 2015 г.). «Коррелированные космогенные изотопные вариации W и Os в Карбо и последствия для хронологии Hf – W». Geochimica et Cosmochimica Acta . 153 : 91–104. Бибкод : 2015GeCoA.153...91Q. дои : 10.1016/j.gca.2014.11.015.
13. Якобсен, Стайн Б. (31 мая 2005 г.). «ИЗОТОПНАЯ СИСТЕМА Hf-W И ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЗЕМЛИ И ЛУНЫ». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 33 (1): 531–570. Bibcode : 2005AREPS..33..531J. doi : 10.1146/annurev.earth.33.092203.122614.
14. Schoenberg R, Kamber BS, Collerson KD, Eugster O (2002). «Новые данные по изотопу W для быстрой земной аккреции и очень раннего формирования ядра». Geochimica et Cosmochimica Acta . 66 (17): 3151–3160. Bibcode : 2002GeCoA..66.3151S. doi : 10.1016/S0016-7037(02)00911-0.
15. Vockenhuber C, Oberli F, Bichler M, Ahmad I, Quitté G, Meier M и др. (октябрь 2004 г.). «Новое измерение периода полураспада 182Hf: улучшенный хронометр для ранней солнечной системы». Physical Review Letters . 93 (17): 172501. Bibcode :2004PhRvL..93q2501V. doi :10.1103/PhysRevLett.93.172501. PMID  15525068.
16. Halliday A, Rehkämper M, Lee DC, Yi W (1996). «Ранняя эволюция Земли и Луны: новые ограничения из геохимии изотопов Hf-W». Earth and Planetary Science Letters . 142 (1–2): 75–89. Bibcode : 1996E&PSL.142...75H. doi : 10.1016/0012-821X(96)00096-9.
17. Harper CL, Jacobsen SB (1996). «Доказательства наличия 182Hf в ранней Солнечной системе и ограничения на временную шкалу земной аккреции и формирования ядра». Geochimica et Cosmochimica Acta . 60 (7): 1131–1153. Bibcode : 1996GeCoA..60.1131H. doi : 10.1016/0016-7037(96)00027-0.
18. Kruijer TS, Touboul M, Fischer-Gödde M, Bermingham KR, Walker RJ, Kleine T (июнь 2014 г.). «Длительное формирование ядра и быстрая аккреция протопланет». Science . 344 (6188): 1150–4. Bibcode :2014Sci...344.1150K. doi :10.1126/science.1251766. PMID  24904163. S2CID  21508569.
19. Budde G, Kleine T, Kruijer TS, Burkhardt C, Metzler K (март 2016 г.). «Изотопные ограничения вольфрама на возраст и происхождение хондр». Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки . 113 (11): 2886–91. Bibcode : 2016PNAS..113.2886B. doi : 10.1073 /pnas.1524980113 . PMC 4801301. PMID  26929340. 
20. Dauphas N, Pourmand A (май 2011). «Hf-W-Th доказательства быстрого роста Марса и его статуса как планетарного эмбриона». Nature . 473 (7348): 489–92. Bibcode :2011Natur.473..489D. doi :10.1038/nature10077. PMID  21614076. S2CID  4373071.
21. Rudge JF, Kleine T, Bourdon B (2010). «Широкие границы аккреции Земли и формирования ядра, ограниченные геохимическими моделями». Nature Geoscience . 3 (6): 439–443. Bibcode : 2010NatGe...3..439R. doi : 10.1038/ngeo872. ISSN  1752-0894. S2CID  59062474.
22. Kleine T, Rudge JG (2011-02-01). «Хронометрия метеоритов и формирование Земли и Луны». Elements . 7 (1): 41–46. doi :10.2113/gselements.7.1.41. ISSN  1811-5209. S2CID  129968980.