stringtranslate.com

Досолнечные зерна

Ракета Boeing Delta II с космическим аппаратом Stardust , ожидающим запуска. Stardust имел близкое сближение с кометой Wild 2 в январе 2004 года и также собрал межзвездную пыль, содержащую досолнечные межзвездные частицы.

Пресолнечные зерна — это межзвездное твердое вещество в форме крошечных твердых зерен, которые возникли до образования Солнца . Пресолнечные зерна образовались в истекающих и остывающих газах из более ранних пресолнечных звезд. Изучение пресолнечных зерен обычно считается частью области космохимии и метеоритики .

Звездный нуклеосинтез , который имел место внутри каждой досолнечной звезды, придает каждой грануле изотопный состав, уникальный для этой родительской звезды, который отличается от изотопного состава вещества Солнечной системы , а также от галактического среднего. Эти изотопные сигнатуры часто являются отпечатками очень специфических астрофизических ядерных процессов [1], которые имели место внутри родительской звезды или события формирования, и доказывают их досолнечное происхождение. [2] [3]

Терминология

Досолнечные зерна — это отдельные твердые зерна, которые конденсировались вокруг далеких звезд или как часть новых и потенциально сверхновых , которые были аккрецированы в ранней солнечной туманности и остаются в относительно неизмененных хондритовых метеоритах . Поскольку они были аккрецированы до образования Солнечной системы, они должны быть досолнечными . Досолнечные зерна также существуют в межзвездной среде . [4] Исследователи иногда используют термин «звездная пыль» для обозначения досолнечных зерен, особенно в научной коммуникации , хотя этот термин иногда используется взаимозаменяемо в научной литературе.

История

Досолнечные зерна метеорита Мурчисон

В 1960-х годах было обнаружено, что благородные газы неон [5] и ксенон [6] имеют необычные изотопные соотношения в примитивных метеоритах; их происхождение и тип вещества, которое их содержало, были загадкой. Эти открытия были сделаны путем испарения большого образца метеорита в масс-спектрометре , чтобы подсчитать относительное содержание изотопов очень небольшого количества благородных газов, захваченных в виде включений. В 1970-х годах аналогичные эксперименты обнаружили больше компонентов захваченных изотопов ксенона. [7] Были выдвинуты конкурирующие предположения о происхождении изотопных компонентов ксенона, все в рамках существующей парадигмы, что вариации были созданы процессами внутри изначально однородного солнечного газового облака.

Новая теоретическая основа для интерпретации была выдвинута в 1970-х годах, когда Дональд Д. Клейтон отверг распространенное среди метеоритистов мнение о том, что Солнечная система началась как однородный горячий газ. [8] Вместо этого он предсказал, что необычные, но предсказуемые изотопные составы будут обнаружены в термически конденсированных межзвездных зернах, которые конденсировались во время потери массы звездами разных типов. Он утверждал, что такие зерна существуют во всей межзвездной среде. [8] [9] Первые статьи Клейтона, использующие эту идею в 1975 году, изображали межзвездную среду, заполненную зернами сверхновых, которые богаты радиогенными изотопами Ne и Xe, которые определили угасшую радиоактивность. [10] Клейтон определил несколько типов досолнечных зерен, которые, вероятно, будут обнаружены: звездная пыль из красных гигантских звезд, суноконы (сокращение от SU per NO va CON densates) из сверхновых , туманности из небулярной конденсации путем аккреции газообразных атомов и молекул холодных облаков и новаконы из конденсации новых . [8] Несмотря на энергичное и непрерывное активное развитие этой картины, предположения Клейтона оставались без поддержки других в течение десятилетия, пока такие зерна не были обнаружены в метеоритах.

Первое недвусмысленное следствие существования досолнечных зерен в метеоритах пришло из лаборатории Эдварда Андерса в Чикаго [11], который обнаружил с помощью традиционной масс-спектрометрии, что изотопное содержание ксенона, содержащееся в кислотонерастворимом углеродистом остатке, который остался после растворения основной массы метеорита в кислотах, почти точно соответствовало прогнозам для изотопного ксенона в пылевом конденсате красного гиганта . [9] Тогда казалось очевидным, что досолнечные зерна содержались в кислотонерастворимом остатке Андерса. Нахождение фактических досолнечных зерен и их документирование было гораздо более сложной задачей, которая требовала обнаружения зерен и демонстрации того, что их изотопы соответствуют изотопам внутри красного гиганта. Последовало десятилетие интенсивных экспериментальных поисков в попытке выделить отдельные зерна этих носителей ксенона. Но для обнаружения досолнечных зерен действительно требовался новый тип масс-спектрометра, который мог бы измерять меньшее количество атомов в одном зерне. Несколько лабораторий пытались продемонстрировать такой инструмент с помощью распыляющих ионных зондов. Но современные ионные зонды должны были быть технологически намного лучше.

В 1987 году было обнаружено, что алмазные зерна [12] и зерна карбида кремния [13] в изобилии присутствуют в тех же кислотонерастворимых остатках, а также содержат большие концентрации благородных газов. Значительные изотопные аномалии, в свою очередь, были измерены с помощью усовершенствований вторичной ионной масс-спектрометрии (SIMS) в структурных химических элементах этих зерен. [14] Улучшенные эксперименты SIMS показали, что изотопы кремния в каждом зерне SiC не имели солнечных изотопных соотношений, а скорее тех, которые ожидаются в определенных красных гигантских звездах. Таким образом, открытие пресолнечного метеорита датируется 1987 годом. [13] Для измерения изотопных соотношений структурных элементов (например, кремния в зерне SiC) в микроскопических пресолнечных зернах потребовалось два сложных технологических и научных шага: 1) обнаружение пресолнечных зерен микронного размера в подавляющей массе метеорита; 2) развитие технологии SIMS до достаточно высокого уровня для измерения изотопных соотношений в пределах микронных зерен. Эрнст Циннер стал важным лидером в области применения SIMS к микроскопическим зернам. [15] [16]

В январе 2020 года анализ метеорита Мурчисон показал, что из 40 исследованных досолнечных зерен карбида кремния одно образовалось за 3 ± 2 миллиарда лет до 4,6-миллиардного возраста Солнца Земли. Это сделало бы некоторые из зерен старейшим твердым материалом, когда-либо обнаруженным на Земле . [17] [18]

В метеоритах

Флакон с взвешенными досолнечными зернами из метеорита Оргейль.

Пресолярные зерна — это твердое вещество, которое содержалось в межзвездном газе до образования Солнца. Пресолярный компонент может быть идентифицирован в лаборатории по его аномальному изотопному содержанию и состоит из тугоплавких минералов , которые пережили коллапс солнечной туманности и последующее образование планетезималей . [19]

Для исследователей метеоритов термин «пресолнечные зерна» стал означать пресолнечные зерна, обнаруженные в метеоритах, из которых 99% являются звездной пылью . Многие другие типы космической пыли не были обнаружены в метеоритах. Пресолнечные зерна составляют всего около 0,1 процента от общей массы твердых частиц, обнаруженных в метеоритах. Такие зерна представляют собой изотопно-отличающийся материал, обнаруженный в мелкозернистой матрице метеоритов , таких как примитивные хондриты . [20] Их изотопные отличия от окружающего метеорита требуют, чтобы они были старше Солнечной системы . Кристалличность этих кластеров варьируется от кристаллов карбида кремния микрометрового размера (до 1013 атомов ) до кристаллов алмаза нанометрового размера (около 1000 атомов) и неслоистых кристаллов графена менее чем из 100 атомов. Тугоплавкие зерна достигли своих минеральных структур путем термической конденсации внутри медленно остывающих расширяющихся газов сверхновых и красных гигантских звезд. [20]

Характеристика

Досолнечные зерна исследуются с помощью сканирующих или просвечивающих электронных микроскопов (СЭМ/ПЭМ) и масс-спектрометрических методов (масс-спектрометрия благородных газов, масс-спектрометрия резонансной ионизации (RIMS), масс-спектрометрия вторичных ионов (SIMS, NanoSIMS)). Досолнечные зерна, состоящие из алмазов, имеют размер всего несколько нанометров и поэтому называются наноалмазами. Из-за их малого размера наноалмазы трудно исследовать, и, хотя они являются одними из первых обнаруженных досолнечных зерен, о них известно относительно мало. Типичные размеры других досолнечных зерен находятся в диапазоне микрометров.

До настоящего времени были идентифицированы досолярные зерна, состоящие из следующих минералов:

Информация о звездной эволюции

Изучение досолнечных зерен дает информацию о нуклеосинтезе и звездной эволюции . [3] Зерна, несущие изотопную сигнатуру типов нуклеосинтеза « r-процесс » ( быстрый захват нейтронов) и альфа-процесс (альфа-захват), полезны при тестировании моделей взрывов сверхновых . [30]

1% пресолярных зерен (сверхновых) имеют очень большие избытки кальция-44 , стабильного изотопа кальция, который обычно составляет только 2% от содержания кальция. Кальций в некоторых пресолярных зернах состоит в основном из 44 Ca, который предположительно является остатками потухшего радионуклида титана-44 , изотопа титана, который в изобилии образуется в сверхновых типа II, таких как SN 1987A после быстрого захвата четырех альфа-частиц 28 Si, после того, как обычно начинается процесс горения кремния , и до взрыва сверхновой. [31] Однако 44 Ti имеет период полураспада всего 59 лет, и поэтому он вскоре полностью превращается в 44 Ca. Избытки продуктов распада более долгоживущих, но потухших нуклидов кальция-41 (период полураспада 99 400 лет) и алюминия-26 (730 000 лет) также были обнаружены в таких зернах. Быстропротекающие изотопные аномалии этих зерен включают относительные избытки азота-15 и кислорода-18 относительно распространенности в Солнечной системе, а также избытки богатых нейтронами стабильных нуклидов 42 Ca и 49 Ti. [32]

Другие пресолярные зерна предоставляют изотопную и физическую информацию о звездах симптотической ветви гигантов (звезды AGB), которые произвели большую часть тугоплавких элементов легче железа в галактике. Поскольку элементы в этих частицах были созданы в разное время (и местах) в раннем Млечном Пути , набор собранных частиц дополнительно дает представление о галактической эволюции до формирования Солнечной системы. [33]

Помимо предоставления информации о нуклеосинтезе элементов зерна, твердые зерна предоставляют информацию о физико-химических условиях, при которых они конденсировались, и о событиях, последовавших за их образованием. [33] Например, рассмотрим красные гиганты , которые производят большую часть углерода в нашей галактике. Их атмосферы достаточно холодные для того, чтобы происходили процессы конденсации, приводящие к осаждению твердых частиц (т. е. множественных атомных агломераций элементов, таких как углерод) в их атмосфере. Это не похоже на атмосферу Солнца , которая слишком горяча, чтобы позволить атомам образовывать более сложные молекулы. Эти твердые фрагменты вещества затем впрыскиваются в межзвездную среду под действием давления излучения . Следовательно, частицы, несущие сигнатуру звездного нуклеосинтеза, предоставляют информацию о (i) процессах конденсации в атмосферах красных гигантов, (ii) процессах излучения и нагрева в межзвездной среде и (iii) типах частиц, которые переносили элементы, из которых мы состоим, через галактику в Солнечную систему. [34]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Зиннер, Эрнст (1998). «Звездный нуклеосинтез и изотопный состав пресолнечных зерен из примитивных метеоритов». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 26 : 147–188. Bibcode : 1998AREPS..26..147Z. doi : 10.1146/annurev.earth.26.1.147.
  2. ^ Бернатович, Томас Дж.; Уокер, Роберт М. (1997). «Древняя звёздная пыль в лаборатории». Physics Today . 50 (12): 26–32. Bibcode : 1997PhT....50l..26B. doi : 10.1063/1.882049.
  3. ^ ab Clayton, Donald D. ; Nittler, Larry R. (2004). «Астрофизика с пресолнечной звездной пылью». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 42 (1): 39–78. Bibcode : 2004ARA&A..42...39C. doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
  4. ^ Зиннер, Э. (2014). «Presolar Grains». Трактат по геохимии : 181–213. doi : 10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7. ISBN 978-0-08-098300-4.
  5. ^ Блэк, Д. К.; Пепин, РО (1969). «Захваченный неон в метеоритах — II». Earth and Planetary Science Letters . 6 (5): 395–405. Bibcode : 1969E&PSL...6..395B. doi : 10.1016/0012-821X(69)90190-3.
  6. ^ Рейнольдс, Дж. Х.; Тернер, Г. (1964). «Инертные газы в хондрите Ренаццо». Журнал геофизических исследований . 69 (15): 3263–3281. Bibcode : 1964JGR....69.3263R. doi : 10.1029/JZ069i015p03263.
  7. ^ Ксенон имеет девять стабильных изотопов , которые различаются по массе, поскольку имеют разное количество нейтронов в своих атомных ядрах. Масс-спектрометр регистрирует количество обнаруженных атомов ксенона с атомными весами A=124, 126, 128, 129, 130, 131, 132, 134 и 136. Измеряя их на нескольких температурных ступенях при нагревании образца, было показано, что захваченный ксенон имел различные компоненты в своем общем количестве. Было высказано предположение, что одним из таких компонентов был ксенон, созданный, когда неизвестное сверхтяжелое ядро, которое, как предполагалось, существовало в ранней Солнечной системе, подверглось делению.
  8. ^ abc Clayton, Donald D. (1978). «Предконденсированная материя: ключ к ранней солнечной системе». Луна и планеты . 19 (2): 109–137. doi :10.1007/BF00896983. S2CID  121956963.
  9. ^ ab Clayton, DD; Ward, RA (1978). "Исследования S-процесса: изотопное содержание ксенона и криптона". The Astrophysical Journal . 224 : 1000. Bibcode : 1978ApJ...224.1000C. doi : 10.1086/156449.Эта статья была представлена ​​в 1975 году в Geochim. et Cosmochim Acta, но в то время была признана не относящейся к геохимии. Она была повторно представлена ​​в Astrophys J в 1978 году после того, как Эдвард Андерс заявил, что он открыл чистый газ ксенон s-процесса в объеме углеродистого остатка метеорита.
  10. ^ Клейтон, ДД (1975). "Вымершие радиоактивные вещества: захваченные остатки пресолнечных зерен". The Astrophysical Journal . 199 : 765. Bibcode : 1975ApJ...199..765C. doi : 10.1086/153750.
  11. ^ Шринивасан, Б.; Андерс, Э. (1978). «Благородные газы в метеорите Мерчисон: возможные реликты s-процесса нуклеосинтеза». Science . 201 (4350): 51–56. Bibcode :1978Sci...201...51S. doi :10.1126/science.201.4350.51. PMID  17777755. S2CID  21175338.
  12. ^ Льюис, Рой С.; Минг, Тан; Вакер, Джон Ф.; Андерс, Эдвард; Стил, Эрик (1987). «Межзвездные алмазы в метеоритах». Nature . 326 (6109): 160–162. Bibcode :1987Natur.326..160L. doi :10.1038/326160a0. S2CID  4324489.
  13. ^ ab Бернатович, Томас; Фраундорф, Гейл; Минг, Тан; Андерс, Эдвард; Вопенка, Бригитта; Циннер, Эрнст; Фраундорф, Фил (1987). «Доказательства наличия межзвездного SiC в углеродистом метеорите Мюррея». Nature . 330 (6150): 728–730. Bibcode :1987Natur.330..728B. doi :10.1038/330728a0. S2CID  4361807.
  14. ^ Зиннер, Эрнст (1996). «Звездная пыль в лаборатории». Science . 271 (5245): 41–42. Bibcode :1996Sci...271...41Z. doi :10.1126/science.271.5245.41. PMID  8539598. S2CID  32074812.
  15. ^ Маккиган, Кевин Д. (2007). «Эрнст Циннер, литический астроном». Метеоритика и планетарная наука . 42 (7–8): 1045–1054. doi : 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00560.x .Специальный выпуск журнала «Метеоритика и планетарная наука» посвящен роли Циннера в его 70-летии.
  16. ^ Клейтон, Дональд (2016). "Эрнст К. Циннер". Physics Today . 69 (2): 61–62. Bibcode : 2016PhT....69b..61C. doi : 10.1063/PT.3.3088 .Циннер умер в 2015 году в возрасте 78 лет. Его некролог в журнале Physics Today , опубликованный Дональдом Клейтоном в феврале 2016 года, рассказывает больше о связи Циннера с открытиями SIMS.
  17. ^ Вайсбергер, Минди (13 января 2020 г.). «Звездная пыль возрастом 7 миллиардов лет — старейший материал, найденный на Земле. Некоторые из этих древних зерен на миллиарды лет старше нашего Солнца». Live Science . Получено 13 января 2020 г.
  18. ^ Хек, Филипп Р. и др. (13 января 2020 г.). «Время жизни межзвездной пыли от воздействия космических лучей на возраст досолнечного карбида кремния». Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки . 117 (4): 1884–1889. Bibcode : 2020PNAS..117.1884H. doi : 10.1073 /pnas.1904573117 . PMC 6995017. PMID  31932423. 
  19. ^ Лугаро, Мария (2005). Звездная пыль из метеоритов . Всемирная научная серия по астрономии и астрофизике. Том 9. doi :10.1142/5705. ISBN 978-981-256-099-5.
  20. ^ ab Temming, Maria (13 января 2020 г.). «Эта древняя звездная пыль — самая старая из когда-либо исследованных в лаборатории». Science News . Получено 14 января 2020 г. .
  21. ^ Фраундорф, Фил; Фраундорф, Гейл; Бернатович, Томас; Льюис, Рой; Тан, Минг (1989). «Звездная пыль в просвечивающем электронном микроскопе». Ультрамикроскопия . 27 (4): 401–411. doi :10.1016/0304-3991(89)90008-9.
  22. ^ Daulton, TL; Eisenhour, DD; Bernatowicz, TJ; Lewis, RS; Buseck, PR (1996). «Происхождение досолнечных алмазов: сравнительное исследование метеоритных и земных наноалмазов с помощью просвечивающей электронной микроскопии высокого разрешения». Geochimica et Cosmochimica Acta . 60 (23): 4853–4872. Bibcode : 1996GeCoA..60.4853D. doi : 10.1016/S0016-7037(96)00223-2.
  23. ^ Бернатович, Томас Дж.; Каусик, Раманат; Гиббонс, Патрик К.; Лоддерс, Катарина ; Фегли, Брюс; Амари, Сачико; Льюис, Рой С. (1996). «Ограничения на образование звездных зерен из пресолярного графита в метеорите Мурчисон». The Astrophysical Journal . 472 (2): 760–782. Bibcode : 1996ApJ...472..760B. doi : 10.1086/178105. S2CID  55542326.
  24. ^ Фраундорф, П.; Вакенхут, М. (2002). «Структура ядра досолнечных графитовых луковиц». The Astrophysical Journal . 578 (2): L153–L156. arXiv : astro-ph/0110585 . Bibcode : 2002ApJ...578L.153F. doi : 10.1086/344633. S2CID  15066112.
  25. ^ Daulton, T.; Bernatowicz, TJ; Lewis, RS; Messenger, S.; Stadermann, FJ; Amari, S. (июнь 2002 г.). «Распределение политипов в околозвездном карбиде кремния». Science . 296 (5574): 1852–1855. Bibcode :2002Sci...296.1852D. doi :10.1126/science.1071136. PMID  12052956. S2CID  208322.
  26. ^ Бернатович, Т.; Амари, С.; Зиннер, Э.; Льюис, Р. (1991). «Межзвездные зерна внутри межзвездных зерен». The Astrophysical Journal . 373 : L73. Bibcode : 1991ApJ...373L..73B. doi : 10.1086/186054.
  27. ^ Hutcheon, ID; Huss, GR; Fahey, AJ; Wasserberg, GJ (1994). "Экстремальные обогащения Mg-26 и O-17 в корунде Оргейля: идентификация зерна пресолярного оксида" (PDF) . Astrophysical Journal Letters . 425 (2): L97–L100. Bibcode :1994ApJ...425L..97H. doi :10.1086/187319.
  28. ^ Зиннер, Эрнст; Амари, Сачико; Гиннесс, Роберт; Нгуен, Энн; Штадерманн, Фрэнк Дж.; Уокер, Роберт М.; Льюис, Рой С. (2003). «Пресолярные зерна шпинели из углеродистых хондритов Мюррея и Мурчисона». Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (24): 5083–5095. Bibcode : 2003GeCoA..67.5083Z. doi : 10.1016/S0016-7037(03)00261-8.
  29. ^ Ирландия, Тревор Р. (1990). «Пресолнечные изотопные и химические сигнатуры в гибонитсодержащих тугоплавких включениях из углеродистого хондрита Мерчисона». Geochimica et Cosmochimica Acta . 54 (11): 3219–3237. Bibcode : 1990GeCoA..54.3219I. doi : 10.1016/0016-7037(90)90136-9.
  30. ^ «Обнаружен самый старый материал на Земле». bbc.co.uk . 13 января 2020 г. . Получено 14 января 2020 г. .
  31. ^ Зиннер, Э. (2014). «Presolar Grains». Трактат по геохимии : 181–213. doi : 10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7. ISBN 978-0-08-098300-4.
  32. ^ МакСуин, Гарри; Гэри Р. Хасс (2010). Космохимия (1-е изд.). Cambridge University Press. стр. 139. ISBN 978-0-521-87862-3.
  33. ^ ab Bennett, Jay (13 января 2020 г.). «Зерна метеорита — самый старый известный твердый материал на Земле». Smithsonian Magazine . Получено 14 января 2020 г. .
  34. ^ Старр, Мишель (13 января 2020 г.). «Самый старый известный материал на Земле официально старше Солнечной системы». sciencealert.com . Получено 14 января 2020 г. .

Внешние ссылки