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

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).

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.

• Компоненты SW и SEP различаются своим изотопным и элементным составом. Считается, что частицы SEP-компоненты 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.

• 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 (CSSE- техника) (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).

Инертные газы в лунных ильменитах

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.

0 4 8 12 16 20С т упени т равления

11

12

13

14

20N

e/22

Ne

0 4 8 12 16 20С т упени т равления

3.10

3.15

3.20

3.25

3.30

3.35

84K

r/86

Kr

0 4 8 12 16 20С т упени т равления

2

3

4

5

6

36A

r/38

Ar

0 4 8 12 16 20Ст упени т равления

2.56

2.60

2.64

2.68

2.72

2.76

132 X

e/13

4 Xe

• С другой стороны, для газов He, Ne и Ar отмечены более высокие диффузионные потери более легких газов в элементных отношениях близповерхностных фракций.

• Однако, эффект близповерхностной диффузии явно не наблюдается в случае тяжелых газов как в ильменитах I71, так и в ильменитах I79. Учитывая только масс-фракционирование, авторы эксперимента приходят к парадоксу, что отношения легких газов (4He/36Ar и 20Ne/36Ar) растут с глубиной, тогда как отношение 84Kr/132Xe остается постоянным.

0 4 8 12 16С т упени т равления

0

10

20

30

40

50

20N

e/36

Ar

0 4 8 12 16С т упени т равления

4

6

8

10

84K

r/13

2 Xe

• На рис.2 можно видеть, что отношение 20Ne/36Ar растет с глубиной.

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.

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 SEP-компоненты в ударных волнах пропорционально (A/Q)2.

Скорее всего, однако, ионизация в хромосфере была неполной.

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.

/D

1I71 20Ne

22Ne

36Ar 38Ar

20Ne 36Ar

36Ar 84Kr

82Kr 84Kr

130Xe 132Xe

84Kr 132Xe

2 Солнечная система [1] 13.68 5.31 37.65 3307 0.2004 0.1653 20.73

3 SW: I71 (1) [2,3] 13.81 5.46 13.91 2043 0.2037 0.1659 12.46

4 SWI71 = I71(1)D0i/D0

j 13.81 5.46 40.3 3984 0.2037 0.1659 20.77

5 SEP: SWI71KI71 ** 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 /QI71

i )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.

SWI79=I79(3-4) D

1 I7920Ne 22Ne

36Ar 38Ar

20Ne 36Ar

36Ar 84Kr

82Kr 84Kr

130Xe 132Xe

84Kr 132Xe

2 Солнечная система [1] 13.68 5.31 37.65 3307 0.2004 0.1653 20.73

3 SW: I79 (3-4) [2,3] 13.47 5.43 10.67 2160 0.2119 0.1761 4.64

4 SWI79 = I79(3-4) · D0i/D0

j 13.47 5.43 30.91 4212 0.2119 0.1761 7.74

5 SEP: SWI79KI79 ** 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

[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 SEP-компонент 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

• На рис. 3 эти закономерности представлены для рассматриваемых изотопов Xe и Kr.

• 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.

1 2 3 4 5 6

Сод

ерж

. изо

т.,

ат

ом /

106 S

i ; О

тн.

изо

т.

84Kr

132Xe

84Kr /132Xe

105

103

101

10 -1

10 -3

10 -5

10 -7

86Kr

84Kr / 86Kr

134Xe

132Xe / 134Xe

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.