Lectures

МГУ им. М. В. Ломоносова
Геологический факультет
Изотопная геохимия и
геохронология
Юрий Александрович Костицын
yuri.kostitsyn@gmail.com
Задачи (*.xlsx) и лекции (*.pptx) – на сайте
http://wiki.web.ru/wiki/Геологический_Факультет_МГУ:
Геохимия_Изотопов_и_Геохронология
Начала геохронологии.
Оценки возраста Земли.




Библейские ограничения возраста – 6 тысяч лет
(23 октября 4004 г. до н.э., 9 часов утра).
Оценки по скорости осадконакопления (XVIII-XIX в.) –
сотни миллионов лет.
Оценки по скорости остывания Земли (конец XIX в.) – до
100 млн.лет. "Окончательный" вывод сделан У.Томсоном
(Lord Kelvin) в 1887 г. – 20-40 млн.лет, не более.
Первые определения возраста урановых минералов
(1907 г.) – 500 млн.лет.
Задачи изотопной геохронологии

Определение времени геологических событий
Основные задачи изотопной геохимии



Проверка генетической связи исследуемого
вещества с известным источником (задачи
геохимии, экологии);
Оценка химического состава источника
исследуемого вещества;
Оценка пропорций смешения различных
источников;

Оценка температур равновесия минералов;

…

Ядра атомов (нуклидов) состоят из протонов и
нейтронов (нуклонов).
Z – число протонов (атомный номер);
N – число нейтронов;
А – массовое число.
A=Z+N
A
Z



E:
12
6
C или
12
С
Изотопы – нуклиды с одинаковым зарядом
ядра (Z), но с разной массой (A)
Изобары – нуклиды с одинаковыми массами
при разных зарядах ядра
Известно более 3100 нуклидов, из них – 285
стабильные или долгоживущие
Общие представления о
звёздном нуклеосинтезе
Продукты “Большого Взрыва” (“Big Bang”)
10–9
3·10–5
25%
H.Oberhummer, A.Patkos, T.Rauscher, 2003
75%
2·10–5
Ранние звёзды не содержали изначально более тяжёлых нуклидов
Нуклеосинтез в недрах звёзд
4
2
3
1
5
32000 звёзд
Hertzsprung-Russell diagram
Нуклеосинтез в
недрах звёзд:
горение водорода
pp-цепочки
При T ~ 107 K
4p → 4He + 2e+ + 2n + g
(26.7 МэВ – pp)
(25 МэВ – CNO)
CNO-цикл
От He до Fe:
При T = (1-2)∙108 K:
4He + 4He ↔ 8Be
8Be + 4He → 12C + γ
4He + 12C → 16O + γ
При T = 5∙108 K:
12C + 12C → 20Ne + 4He
12C + 12C → 23Na + p
При T = 109 K:
20Ne + γ → 16O + 4He
20Ne + 4He → 24Mg + γ
При Т = 2∙109 K:
16O + 16O → 28Si + 4He
16O + 12С → 24Mg + 4He + γ
При T = 5∙109 K:
28Si + γ ↔ 24Mg + 4He
28Si + 4He ↔ 32S + γ
32S + 4He ↔ 36Ar + γ
36Ar + 4He ↔ 40Ca + γ
И т.д. до элементов
группы Fe
Рождение звёзд
Туманность NGC 604 в созвездии
Треугольника на расстоянии 2.7
млн. световых лет – крупнейшая
наблюдаемая туманность, её
размер около 1500 св. лет.
В центре туманности ~200 горячих
звёзд массой от 15 до 60 M, и
новые звёзды продолжают
зарождаться.
1 св.г. = 9 460 730 472 580.8 км
= 9.46·1015 м
Hubble Space Telescope, photo PR96-27B
http://grin.hq.nasa.gov/BROWSE/gallaxies_3.html
Гибель звёзд:
белые карлики (m<8M)
Композитное (рентген + оптика)
изображение туманности Кошачий
Глаз, возникшей в результате гибели
звезды массой ~5 M.
Красное – водород (альфа линия);
Синее – кислород, 630 нм;
Зелёное – ионы азота, 658.4 нм.
Hubble Space Telescope
Открыта 15 февраля 1786 г. Уильямом
Гершелем
Гибель звёзд – сверхновая
m>8M
Мозаичное изображение
Крабовидной туманности
в созвездии Тельца –
остатков от взрыва
Сверхновой,
наблюдавшейся
китайскими и японскими
астрономами в 1054 г.
Расстояние – 6500 св.л.,
размер – 6 св.л.
Голубоватое свечение
изнутри обеспечено
электронами,
вращающимися почти со
скоростью света вокруг
нейтронной звезды в
центре.
Цвета сгустков
обусловлены разными
элементами:
водород (оранжевое);
кислород (голубое –
нейтральный и красное –
дважды ионизованный);
сера (зелёное).
NASA Hubble Space Telescope
1.E+08
Внутри каждой звезды
формируется индивидуальный
изотопный состав, зависящий
от многих факторов, прежде
всего её начальной массы и
возраста
Плотность,
г/см3
1.E+07
1.E+06
1.E+05
1.E+04
m = 25 M
1.E+03
1.E+02
1.E+01
Температура, 106 K
1.E+00
0
100
200
300
400
Изменение давления и температуры в ядре
звезды начальной массой 25 Солнечных по
мере термоядерного горения H – He – C –
Ne – O – Si. Время горения водорода в
недрах Солнца ~ 1010 лет.
в массивных звёздах
термоядерные реакции протекают
быстрее, примерно
пропорционально квадрату массы.
Т.е. звезда с массой 10·M
эволюционирует в ~100 раз
быстрее Солнца
Wiescher et al., 2002, Physics World
Элементы тяжелее Fe
s-процесс – захват
нейтронов при слабом их
потоке (красные гиганты
перед стадией
сверхновой):
13C
+ 4He → 16O + n
22Ne + 4He → 25Mg + n
17O + 4He → 20Ne + n
r-процесс – обильный поток
нейтронов (сверхновая)
rp-процесс – обильный
поток протонов (двойные
звёзды, нейтронные
звёзды, чёрные дыры
малой массы)
Изотопный состав элементов тяжелее железа в каждой звезде также зависит от
многих факторов.
Вещество из другой звёздной системы, скорее всего, будет отличаться от
земного по распространённости многих стабильных и нестабильных нуклидов
SiC досолнечные включения
в метеорите Murchison
Isotopic patterns measured in bulk samples of SiC
extracted from the Murchison meteorite. Isotopic
ratios are relative to the reference isotope plotted
as a solid circle and are normalized to the solar
isotopic ratios.
Data are from Lewis et al. (1994) (Kr and Xe),
Podosek et al. (2003) (Sr), Prombo et al. (1993)
(Ba), Richter et al. (1993) (Nd and Sm), and
Richter et al. (1994) (Dy).
Birck, 2004
Причины вариаций изотопного состава элементов на
Земле




Фракционирование изотопов,
Радиоактивный распад,
147Sm143Nd …
87Rb
18O/16O, 13C/12C
…
87Sr,
Деление тяжёлых ядер, 238U, 235U, 232Th
(спонтанное или под действием тепловых и
быстрых нейтронов)
Расщепление (spallation) ядер космическими
(галактическими, солнечными) частицами, 3He,
21Ne, 14N(n,p)14C …