Зарядовые состояния ионов инертных газов в лунных ильменитах

1. Зарядовые состоянияионов инертных газов влунных ильменитах Г. К. Устинова Институт геохимии и аналитической химии имени В.И.Вернадского, РАН, Москва; ustinova@dubna.net.ru

2. Фракционирование частицв солнечном корпускулярном излучениисильноменяется от вспышки к вспышке, поэтому особую ценность представляютсредние закономерности,которые следуют из содержанийинертных 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).

3. 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(иA/Qили(A/Q)2, где Q<Z – заряд иона, если ионизация была неполной) • (Eichler and Hainebach, 1981) • Для изотопов iиj 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.

4. 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 (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).

5. 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.

6. 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 ильменитахI71, 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. На рис.2 можно видеть, что отношение 20Ne/36Arрастет с глубиной.

7. 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 отношения84Kr/132Xe.

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

9. 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 состоянияхизотопов, а именно: при QI71 = 18-19 (в равных пропорциях) для82Kr и приQI71 = 19 для 84Kr. /D [1] - Anders, Grevesse (1989); [2] - Wieler, Baur (1994); [3] - Benkert идр. (1993); ** KI71 = (Ai/QI71i )2/(Aj/QI71j)2;* - приQI71=18-19для 82KrиQI71=19 для 84Kr.

10. 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 дляKr наблюдается при QI79 = 21-22 (в равных пропорциях) для 82Kr и при QI79 = 23 для 84Kr. SWI79=I79(3-4) D [1] - Anders, Grevesse (1989); [2] - Wieler, Baur (1994); [3] - Benkert идр. (1993); **KI79 = (Ai/QI79i)2/(Aj/QI79J)2; * - приQI79=21-22 для 82Kr иQI79=23 для 84Kr.

11. 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) (Arnaudand Rothenflug, 1985). • Однако в жестких импульсных вспышках, сильно и обогащенных 3Heи 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.

12. 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 вкладакосмогенной компоненты в эксперименте. • Для всех изотопов, кроме Xe, коррекция производилась раздельно для каждого шага травления в образцах I71 и I79по экспериментально измеренному содержанию космогенных газов на более глубоких шагах травления. В случае же Xe, из-за сильного загрязнения атмосферным Xe, для учетакосмогенной компоненты вI71 и I79 использовался один и тот же современный феноменологический состав космогенного Xe. • Между тем, полученные выше результаты позволяют предположить, что энергетический спектр солнечныхпротонов, генерируемых во вспышках, был более жестким ~ 1 млрд. лет назад, что должно было сильно изменить соотношения космогенных изотопов

13. 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 книзким значениям отношенийзахваченных компонент этихгазов в ильменитах I79 на рис.2.

14. 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.