Datowanie hafnowo-wolframowe

Datowanie hafnowo-wolframowe to geochronologiczna metoda datowania radiometrycznego wykorzystująca system rozpadu promieniotwórczego hafnu-182 do wolframu-182 . Okres półtrwania układu wynosi 8,9 ± 0,1 miliona lat. Dziś hafn-182 jest wymarłym radionuklidem , ale układ radioaktywny hafn-wolfram jest przydatny w badaniach wczesnego Układu Słonecznego, ponieważ hafn jest litofilny , podczas gdy wolfram jest umiarkowanie syderofilny , co pozwala na wykorzystanie systemu do datowania zróżnicowania jądra planety . Jest to również przydatne w określaniu czasów formowania się ciał macierzystych meteorytów żelaznych .

Wykorzystanie układu hafn-wolfram jako chronometru we wczesnym Układzie Słonecznym zostało zasugerowane w latach 80. XX wieku, ale nie weszło do powszechnego użytku aż do połowy lat 90 . próbki o niskim stężeniu wolframu.

Podstawowa zasada

System radioaktywny stojący za datowaniem hafn-wolfram to rozpad dwuetapowy w następujący sposób:

¹⁸²₇₂ Hf
→
¹⁸²₇₃ Ta
+
e ⁻
+
ν
_mi

¹⁸²₇₃ Ta
→
¹⁸²₇₄ W
+
e ⁻
+
ν
_mi

Pierwszy rozpad ma okres półtrwania 8,9 miliona lat, podczas gdy drugi ma okres półtrwania tylko 114 dni, tak że pośredni nuklid tantal-182 ( ¹⁸² Ta) można skutecznie zignorować.

Ponieważ hafn-182 jest wymarłym radionuklidem, chronometrię hafnowo-wolframową przeprowadza się, badając obfitość wolframu-182 w stosunku do innych stabilnych izotopów wolframu, których jest łącznie pięć, w tym niezwykle długo żyjący izotop wolfram-180 , który ma okres półtrwania znacznie dłuższy niż obecny wiek wszechświata. Na obfitość wolframu-182 mogą wpływać procesy inne niż rozpad hafnu-182, ale istnienie dużej liczby stabilnych izotopów jest bardzo pomocne w rozplątywaniu zmian w wolframie-182 spowodowanych inną przyczyną. Na przykład, podczas gdy ¹⁸² W, ¹⁸³ W, ¹⁸⁴ W i ¹⁸⁶ W są wytwarzane w procesach r i s , rzadki izotop wolfram-180 jest wytwarzany tylko w procesie p . Wahania izotopów wolframu spowodowane wkładem nukleosyntezy w procesach r i s skutkują również skorelowanymi zmianami w stosunkach ¹⁸² W/ ¹⁸⁴ W i ¹⁸³ W/ ¹⁸⁴ W, co oznacza, że stosunek ¹⁸³ W/ ¹⁸⁴ W można wykorzystać do ilościowego określenia, jak znaczna część zmienności wolframu-182 wynika z wkładu nukleosyntetycznego. Wpływ promieniowanie kosmiczne jest trudniejsze do skorygowania, ponieważ interakcje promieni kosmicznych wpływają na obfitość wolframu-182 znacznie bardziej niż jakikolwiek inny izotop wolframu. Niemniej jednak efekty promieniowania kosmicznego można skorygować, badając inne układy izotopowe, takie jak platyna , osm lub stabilne izotopy hafnu, lub po prostu pobierając próbki z wnętrza, które nie zostało wystawione na działanie promieni kosmicznych, chociaż to ostatnie wymaga dużych próbek.

Dane izotopowe wolframu są zwykle wykreślane jako ε ¹⁸² W i ε ¹⁸³ W, które reprezentują odchylenia w stosunkach ¹⁸² W/ ¹⁸⁴ W i ¹⁸³ W/ ¹⁸⁴ W w częściach na 10 000 względem norm ziemskich. Ponieważ Ziemia jest zróżnicowana, skorupa i płaszcz Ziemi są wzbogacone w wolfram-182 w stosunku do początkowego składu Układu Słonecznego. Niezróżnicowane meteoryty chondrytowe mają ε ¹⁸² W = −1,9 ± 0,1 względem Ziemi, co ekstrapoluje się, dając wartość −3,45 ± 0,25 dla początkowego ε ¹⁸² W Układu Słonecznego.

Datowanie formacji rdzeni planetarnych

Ilustracja pokazująca, w jaki sposób datowanie hafnu i wolframu może pomóc w ilościowym określeniu czasu zróżnicowania (tworzenia rdzenia) planety

Pierwotna planeta jest niezróżnicowana, co oznacza, że nie jest ułożona warstwowo zgodnie z gęstością (najgęstszy materiał znajduje się w kierunku wnętrza planety). Kiedy planeta ulega zróżnicowaniu , gęste materiały, zwłaszcza żelazo, oddzielają się od lżejszych składników i opadają do wnętrza, tworząc jądro planety. Gdyby proces ten miał miejsce stosunkowo wcześnie w historii planety, hafn-182 nie miałby wystarczająco dużo czasu na rozpad do wolframu-182. Ponieważ hafn jest pierwiastkiem litofilnym, (nierozłożony) hafn-182 pozostałby w płaszczu (tj. zewnętrznych warstwach planety). Następnie, po pewnym czasie, hafn-182 rozpadłby się na wolfram-182, pozostawiając nadmiar wolframu-182 w płaszczu. Z drugiej strony, gdyby zróżnicowanie nastąpiło później w historii planety, wówczas większość hafnu-182 rozpadłaby się na wolfram-182 przed rozpoczęciem różnicowania. Będąc umiarkowanie syderofilnym, większość wolframu-182 opadłaby do wnętrza planety wraz z żelazem. W tym scenariuszu niewiele wolframu-182 byłoby następnie obecne w zewnętrznych warstwach planety. W związku z tym, patrząc na to, ile wolframu-182 jest obecnego w zewnętrznych warstwach planety w stosunku do innych izotopów wolframu, można określić ilościowo czas różnicowania.

Wiek modelki

Jeśli mamy próbkę z płaszcza (lub jądra) ciała i chcemy obliczyć wiek formowania się rdzenia na podstawie obfitości wolframu-182, musimy również znać skład planety w masie. Ponieważ nie mamy próbek z jądra Ziemi (ani żadnej innej nienaruszonej planety), skład meteorytów chondrytowych jest generalnie zastępowany składem planety masowej. Zarówno hafn, jak i wolfram są pierwiastkami ogniotrwałymi , więc nie oczekuje się żadnego frakcjonowania między hafnem a wolframem z powodu ogrzewania planety podczas formowania się lub po nim. Wiek modelu dla czasu formowania się rdzenia można następnie obliczyć za pomocą równania

${\ Displaystyle t = {\ Frac {1} {\ lambda}} \ ln \ lewo ({\ Frac {(\ epsilon ^ {182} {\ rm {W_ {chondryt}}} - \ epsilon ^ { 182}{\rm {W_{SSI}}})f^{\rm {Hf/W}}}{\epsilon ^{182}{\rm {W_{próbka}}}-\epsilon ^{182}{ \rm {W_{chondryt}}}}}\right)}$ ,

gdzie jest stałą $rozpadu$ hafnu-182 (0,078 ± 0,002 Ma ^-1 ), wartości ε ¹⁸² W są wartościami próbki, meteorytów chondrytowych (przyjętych jako reprezentacja planety masowej) i Układu Słonecznego λ {\ displaystyle \ lambda Wartość początkowa i odpowiada za wszelkie różnice w ogólnej obfitości hafnu między próbką a meteorytami chondrytowymi, ${\ Displaystyle f ^ {Hf / W}}$

$\ Displaystyle f ^ {Hf / W} = {\frac {(^{180}{\rm {Hf}}/^{184}{\rm {W}})_{\rm {próbka}}}{(^{180}{\rm {Hf} }/^{184}{\rm {W}})_{\rm {chondryt}}}}-1}$ .

Należy zauważyć, że to równanie zakłada, że tworzenie rdzenia jest natychmiastowe. Może to być rozsądne założenie w przypadku małych ciał, takich jak meteoryty żelazne, ale nie jest prawdziwe w przypadku dużych ciał, takich jak Ziemia, której akrecja prawdopodobnie trwała wiele milionów lat. Zamiast tego bardziej rozsądne są bardziej złożone modele, które modelują formowanie rdzenia jako proces ciągły i powinny być stosowane.

Czasy tworzenia rdzeni dla ciał Układu Słonecznego

Metoda datowania hafnowo-wolframowego została zastosowana do wielu próbek z ciał Układu Słonecznego i wykorzystana do oszacowania daty powstania rdzenia. W przypadku meteorytów żelaznych datowanie hafnowo-wolframowe daje wiek od mniej niż miliona lat po utworzeniu pierwszych ciał stałych ( inkluzje bogate w wapń i glin , zwykle nazywane CAI) do około 3 milionów lat dla różnych grup meteorytów. Chociaż meteoryty chondrytowe nie są zróżnicowane jako całość, datowanie hafnowo-wolframowe może nadal być przydatne do ograniczania wieku formacji poprzez zastosowanie go do mniejszych obszarów stopu, w których oddzieliły się metale i krzemiany. W przypadku bardzo dobrze zbadanego chondrytu węglowego Allende daje to wiek formacji około 2,2 miliona lat po utworzeniu CAI. Meteoryty marsjańskie zostały zbadane i wskazują, że Mars mógł być w pełni uformowany w ciągu 10 milionów lat od powstania CAI, co zostało wykorzystane do zasugerowania, że Mars jest pierwotnym embrionem planetarnym . W przypadku Ziemi modele akrecji i formowania jądra są silnie zależne od tego, jak bardzo gigantyczne uderzenia, takie jak przypuszczalnie uformowały Księżyc , ponownie zmieszały jądro i płaszcz, dając daty od 30 do 100 milionów lat po CAI, w zależności od założeń.

Zobacz też