Geochemia izotopów ksenonu

Geochemia izotopów ksenonu wykorzystuje obfitość izotopów ksenonu (Xe) i całkowity ksenon do zbadania, w jaki sposób Xe był generowany, transportowany, frakcjonowany i rozprowadzany w układach planetarnych. Xe ma dziewięć stabilnych lub bardzo długowiecznych izotopów. Radiogeniczne izotopy ¹²⁹ Xe i rozszczepialne ^{131 132 134} 136 Xe są przedmiotem szczególnego zainteresowania w badaniach geochemicznych . Właściwości radiogeniczne i rozszczepieniowe można wykorzystać do rozszyfrowania wczesnej chronologii Ziemi. Elemental Xe w atmosferze jest wyczerpany i izotopowo wzbogacony w cięższe izotopy w stosunku do szacowanej obfitości Słońca. Zubożenie i znaczne wzbogacenie izotopowe można wytłumaczyć hydrodynamiczną ucieczką w kosmos , która miała miejsce we wczesnej ziemskiej atmosferze. Różnice w rozmieszczeniu izotopów Xe między głębokim płaszczem (z bazaltów Ocean Island lub OIB ), płytszymi bazaltami Mid-ocean Ridge ( MORB ), a atmosferę można wykorzystać do wydedukowania historii formowania się i różnicowania stałej Ziemi na warstwy.

Tło

Xe jest najcięższym gazem szlachetnym w ziemskiej atmosferze . Ma siedem stabilnych izotopów ( ¹²⁶ Xe, ¹²⁸ Xe, ¹²⁹ Xe, ¹³⁰ Xe, ¹³¹ Xe, ¹³² Xe, ¹³⁴ Xe) i dwa izotopy ( ¹²⁴ Xe, ¹³⁶ Xe) o długim okresie półtrwania . Xe ma cztery syntetyczne radioizotopy o bardzo krótkich okresach półtrwania, zwykle krótszych niż jeden miesiąc. Xenon-129 może być użyty do zbadania wczesnej historii Ziemi. ¹²⁹ Xe pochodzi z wymarłego nuklidu jodu, jodu-129 lub ¹²⁹ I (z okresem półtrwania 15,7 miliona lat lub Myr), który można wykorzystać w datowaniu jod-ksenon (I-Xe). Produkcja ¹²⁹ Xe zatrzymała się w ciągu około 100 milionów lat po powstaniu Układu Słonecznego, ponieważ ¹²⁹ I wyginął. We współczesnej atmosferze około 6,8% atmosfery ¹²⁹ Xe pochodzi z rozpadu ¹²⁹ I w pierwszych ~100 Myr historii Układu Słonecznego, tj. podczas i bezpośrednio po akrecji Ziemi .

Fissiogenne izotopy Xe powstały głównie z wymarłego nuklidu, plutonu-244 lub ²⁴⁴ Pu (okres półtrwania 80 milionów lat), a także istniejącego nuklidu, uranu-238 lub ²³⁸ U (okres półtrwania 4468 milionów lat). Spontaniczne rozszczepienie 238 U wygenerowało ~ 5% tyle rozszczepienia Xe, co ²⁴⁴^Pu . Rozszczepienie Pu i U daje cztery izotopy rozszczepieniowe, ¹³⁶ Xe, ¹³⁴ Xe, ¹³² Xe i ¹³¹ Xe w wyraźnych proporcjach. Zbiornik, który pozostaje całkowicie zamkniętym systemem w historii Ziemi, ma stosunek rozszczepialnego Xe pochodzącego z Pu do U, sięgający ~ 27. W związku z tym skład izotopowy rozszczepienia Xe dla zbiornika w układzie zamkniętym w dużej mierze przypominałby ten wytwarzany z czystego ²⁴⁴ Pu. Utrata Xe ze zbiornika po ²⁴⁴ Pu (500 milionów lat temu) doprowadziłaby do większego udziału rozszczepienia ²³⁸ U w rozszczepieniu Xe.

Notacja

Różnice w obfitości izotopów wśród próbek naturalnych są niezwykle małe (prawie zawsze poniżej 0,1% lub 1 promil ). Niemniej jednak te bardzo małe różnice mogą rejestrować znaczące procesy geologiczne. Aby porównać te niewielkie, ale znaczące różnice, obfitości izotopów w materiałach naturalnych są często podawane w stosunku do obfitości izotopów w wyznaczonych standardach, z notacją delta (δ). Wartości bezwzględne izotopów Xe normalizuje się do atmosferycznego ¹³⁰ Xe. Zdefiniuj ${\ Displaystyle {\ rm {\ delta _ {Xe} = [(^ {i} Xe / ^ {130}Xe)_{próbka}/(^{i}Xe/^{130}Xe)_{atm}-1]\razy 1000}}} gdzie i = 124, 126, 128, 129, 131,$ 132 , 134, 136.

Aplikacje

Wiek Ziemi

Jod-129 rozpada się z okresem półtrwania 15,7 mA na ¹²⁹ Xe, co skutkuje nadmiarem ¹²⁹ Xe w prymitywnych meteorytach w stosunku do pierwotnego składu izotopowego Xe. Właściwość ¹²⁹ I może być wykorzystana w chronologii radiometrycznej . Jednak, jak wyszczególniono poniżej, wieku powstania Ziemi nie można wywnioskować bezpośrednio z datowania I-Xe. Głównym problemem jest czas zamknięcia Xe, czyli czas, w którym wczesny układ ziemski przestał pozyskiwać znaczną ilość nowego materiału z kosmosu. Kiedy Ziemia została zamknięta dla układu I-Xe, ewolucja izotopów Xe zaczęła podlegać prostemu prawu rozpadu radioaktywnego, jak pokazano poniżej, i stała się przewidywalna.

₀₀ Zasada chronologii radiogenicznej jest taka , że jeśli w czasie t ₁ ilość radioizotopu wynosi P ₁ , podczas gdy w jakimś poprzednim czasie ta ilość wynosiła P , odstęp między t ₁ a t jest określony przez prawo rozpadu promieniotwórczego jako

${\ Displaystyle {\ rm {\ Delta t = t_ {1} -t_ {0} = (1 / \ lambda) ln ( P_{0}/P_{1})}}}$

Tutaj $radioizotopu$ , która jest prawdopodobieństwem rozpadu na jądro w jednostce czasu. Stała rozpadu jest związana z okresem półtrwania t _1/2 , przez t _1/2 = ln (2) / ${\ Displaystyle \ lambda}$

Obliczenia

System I-Xe został po raz pierwszy zastosowany w 1975 roku do oszacowania wieku Ziemi. Dla wszystkich izotopów Xe początkowy skład izotopowy jodu na Ziemi jest określony wzorem

${\ Displaystyle {\ rm {({\ Frac {^ {129} ja} {^ {127} ja}}) _ {E }=({\frac {^{129}I}{^{127}I}})_{0}e^{-\lambda \Delta t_{E}}}}}$ gdzie ${\ Displaystyle {\ rm {({\ Frac {^ {129} I} {^ {127} I}}) _ {E}}}} to$ stosunki izotopowe jodu w czasie, gdy pierwotnie powstała Ziemia ${\ Displaystyle {\ rm {({\ Frac {^ {129} I} {^ {127} ja}}) _ {0}}}}$ to stosunek izotopowy jodu pod koniec gwiezdnej nukleosyntezy , a $nukleosyntezy$ przedział czasu między końcem gwiezdnej Ziemi . Szacunkowe stężenie jodu-127 w masowej ziemi krzemianowej (BSE) (= średnia skorupa + płaszcz) waha się od 7 do 10 części na miliard (ppb) masowo. Jeśli BSE reprezentuje skład chemiczny Ziemi, całkowita ¹²⁷ I w BSE waha się od 2,26 x 10 ¹⁷ do 3,23 x 10 ¹⁷ moli. Meteoryt Bjurböle ma 4,56 miliarda lat i początkowy ¹²⁹ I/ ¹²⁷ I równy 1,1×10-4 ^, więc równanie można wyprowadzić jako

${\ Displaystyle {\ rm {({\ Frac {^ {129} ja}} {^ {127} I}})_{E}=({\frac {^{129}I}{^{127}I}})_{B}e^{-\lambda (\Delta t_{E}-\Delta t_ {B})}}}}$

gdzie $powstaniem$ odstępem między Biorąc pod uwagę okres półtrwania ¹²⁹ I wynoszący 15,7 Myr i zakładając, że całe początkowe ¹²⁹ I rozpadło się do ¹²⁹ Xe, można wyprowadzić następujące równanie:

${\ Displaystyle {\ rm {\ Delta t_ {E} - \ Delta t_ {B} = {\ Frac {1} {\ lambda}} ln ({\ Frac {(^ {129} I / ^ {127}I)_{B}}{(^{129}I/^{127}I)_{E}}})={\frac {1}{\lambda}}ln({\frac {( ^{129}I/^{127}I)_{B}}{(^{129}Xe/^{127}I)_{BSE}}})}}}$

¹²⁹ Xe we współczesnej atmosferze to 3,63 × 10 ¹³ gramów. Zawartość jodu w przypadku BSE wynosi od 10 do 12 ppb masowych. W konsekwencji $lat$ Xe jest o 108 milionów wieku meteorytu Bjurböle. Szacowany czas zamknięcia Xe wynosił około 4,45 miliarda lat temu, kiedy rosnąca Ziemia zaczęła zatrzymywać Xe w swojej atmosferze, co jest zbieżne z wiekami pochodzącymi z innych metod datowania geochronologicznego.

Problem wieku zamknięcia Xe

Istnieją pewne spory dotyczące używania datowania I-Xe do oszacowania czasu zamknięcia Xe. Po pierwsze, we wczesnym Układzie Słonecznym planetozymale zderzały się i rosły w większe ciała, które akreowały, tworząc Ziemię. Ale może istnieć 10 ⁷ do 10 ⁸ lat przerwy w czasie zamknięcia Xe między wewnętrznymi i zewnętrznymi regionami Ziemi. Niektóre badania potwierdzają, że 4,45 Ga prawdopodobnie reprezentuje czas, w którym ostatni gigantyczny impaktor (wielkości marsjańskiej) uderzył w Ziemię, ale niektórzy uważają to za czas zróżnicowania jądra i płaszcza . Drugi problem polega na tym, że całkowity inwentarz ¹²⁹ Xe na Ziemi może być większy niż w atmosferze, ponieważ dolny płaszcz nie został całkowicie wymieszany, co może zaniżać ¹²⁹ Xe w obliczeniach. Wreszcie, gdyby gaz Xe nie został utracony z atmosfery podczas długiego okresu wczesnej historii Ziemi, chronologia oparta na ¹²⁹ I- ¹²⁹ Xe wymagałaby rewizji, ponieważ ¹²⁹ Xe i ¹²⁷ Xe mogłyby ulec znacznym zmianom.

Utrata najwcześniejszej ziemskiej atmosfery

W porównaniu z ksenonem słonecznym, atmosferyczny Xe Ziemi jest wzbogacony w ciężkie izotopy o 3 do 4% na atomową jednostkę masy (amu). Jednak całkowita obfitość gazu ksenonowego jest uszczuplona o jeden rząd wielkości w stosunku do innych gazów szlachetnych. Wyczerpanie pierwiastków przy względnym wzbogaceniu w ciężkie izotopy nazywane jest „ paradoksem ksenonu ”. Możliwym wyjaśnieniem jest to, że niektóre procesy mogą specyficznie zmniejszać ksenon, a nie inne lekkie gazy szlachetne (np. Krypton ) i preferencyjnie usuwać lżejsze izotopy Xe.

W ciągu ostatnich dwóch dekad zaproponowano dwie kategorie modeli rozwiązania paradoksu ksenonu. Pierwsza zakłada, że Ziemia narosła z porowatych planetozymali, a frakcjonowanie izotopów nastąpiło w wyniku separacji grawitacyjnej. Model ten nie jest jednak w stanie odtworzyć obfitości i składu izotopowego lekkich gazów szlachetnych w atmosferze. Druga kategoria zakłada, że masowe uderzenie spowodowało opór aerodynamiczny cięższych gazów. Zarówno opór aerodynamiczny, jak i efekt grawitacyjny w dół prowadzą do zależnej od masy utraty gazów Xe. Ale następujące badania sugerowały, że frakcjonowanie masy izotopu Xe nie powinno być szybkim, pojedynczym zdarzeniem.

Publikowane od 2018 roku badania dotyczące gazów szlachetnych zachowanych w próbkach archaicznych (3,5–3,0 Ga stare) mogą dostarczyć rozwiązania paradoksu Xe. Izotopowo frakcjonowany masowo Xe znajduje się w maleńkich inkluzjach starożytnej wody morskiej w archaicznym barycie i kwarc hydrotermalny. Rozmieszczenie izotopów Xe leży między pierwotnym słonecznym a współczesnym atmosferycznym wzorcem izotopów Xe. Frakcjonowanie izotopowe stopniowo wzrasta w stosunku do rozkładu słonecznego, gdy Ziemia ewoluuje przez pierwsze 2 miliardy lat. Ta licząca dwa miliardy lat historia ewoluującego frakcjonowania Xe zbiega się z wczesnymi warunkami Układu Słonecznego, w tym z wysokim skrajnym ultrafioletem słonecznym ( EUV ). Jednak modele ucieczki neutralnych atomów ksenonu nie mogą rozwiązać problemu polegającego na tym, że inne lżejsze pierwiastki gazu szlachetnego nie wykazują sygnału wyczerpania lub frakcjonowania zależnego od masy . Na przykład, ponieważ Kr jest lżejszy niż Xe, Kr powinien był uciec przy neutralnym wietrze. Jednak rozkład izotopowy atmosferycznego Kr na Ziemi jest znacznie mniej frakcjonowany niż atmosferycznego Xe.

Frakcjonowanie masowe dziewięciu atmosferycznych izotopów ksenonu w historii Ziemi w porównaniu ze współczesnym powietrzem na atomową jednostkę masy. Rozkład izotopów Xe pochodzi z płynnych inkluzji w starożytnych skałach. Frakcjonowanie izotopów ksenonu osiągnęło współczesną wartość około 2 miliardów lat temu (2 Ga). Zaprzestanie frakcjonowania może być związane z natlenieniem atmosfery ziemskiej. Rysunek uproszczony za pozwoleniem.

Obecne wyjaśnienie jest takie, że ucieczka hydrodynamiczna może preferencyjnie usuwać lżejsze gatunki atmosferyczne i lżejsze izotopy Xe w postaci naładowanych jonów zamiast neutralnych atomów. Wodór jest uwalniany z gazów zawierających wodór (H ₂ lub CH ₄ ) w procesie fotolizy we wczesnej atmosferze ziemskiej. Wodór jest lekki i może występować obficie w górnej części atmosfery i uciekać. W regionach polarnych, gdzie występują otwarte linie pola magnetycznego, jony wodoru mogą wyciągać zjonizowany Xe z atmosfery w przestrzeń kosmiczną, mimo że neutralny Xe nie może się wydostać.

Mechanizm jest podsumowany jak poniżej.

Xe może być bezpośrednio fotojonizowany przez promieniowanie UV w zakresie ${\ Displaystyle 91,2 \ {\ rm {{nm}<\ lambda <102,3 nm}}}$

${\ Displaystyle {\ rm {Xe + hv \ strzałka w prawo Xe ^ {+} + e ^ {-}}}}$

Lub Xe można zjonizować przez wymianę wymiany z H ₂ i CO ₂ przez

${\ Displaystyle {\ rm {CO_ {2} ^ {+} + Xe \ strzałka w prawo CO_ {2} + Xe ^ {+}}}}$

${\ Displaystyle {\ rm {H_ {2} ^ {+} + Xe \ strzałka w prawo HXe ^ {+} + H}}}$

gdzie H ⁺ i CO ₂⁺ mogą pochodzić z dysocjacji EUV. Xe ⁺ jest chemicznie obojętny w atmosferach H, H ₂ lub CO _{2 .} W rezultacie Xe ⁺ ma tendencję do utrzymywania się. Jony te silnie oddziałują ze sobą poprzez siłę Coulomba i ostatecznie są odciągane przez silny starożytny wiatr polarny . Frakcjonowanie masowe izotopów gromadzi się jako lżejsze izotopy Xe ⁺ preferencyjnie uciec z Ziemi. Wstępny model sugeruje, że Xe może uciec w archaiku, jeśli atmosfera zawiera >1% H ₂ lub >0,5% metanu.

Kiedy poziom O ₂ w atmosferze wzrósł, Xe ^{+ mógł} jednak wymieniać ładunek dodatni z O ₂

${\ Displaystyle {\ rm {Xe ^ {+} + O_ {2} \ strzałka w prawo Xe + O_ {2} ^ {+}}}}$

Z tej reakcji ucieczka Xe ustała, gdy atmosfera została wzbogacona w O ₂ . W rezultacie frakcjonowanie izotopów Xe może dostarczyć wglądu w długą historię ucieczki wodoru, która zakończyła się Wielkim Zdarzeniem Utleniania (GOE) . Zrozumienie izotopów Xe obiecuje odtworzenie historii ucieczki wodoru lub metanu, które nieodwracalnie utleniały Ziemię i napędzały ewolucję biologiczną w kierunku tlenowych systemów ekologicznych. Inne czynniki, takie jak zbyt niskie stężenie wodoru (lub metanu) lub zbyt słabe promieniowanie EUV ze starzejącego się Słońca, również mogą powstrzymać hydrodynamiczną ucieczkę Xe, ale nie wykluczają się wzajemnie.

Organiczne mgiełki na Ziemi Archeańskiej mogą również wychwytywać izotopowo ciężkie Xe. Zjonizowany Xe może być chemicznie włączany do materiałów organicznych, przechodząc przez ziemski cykl wietrzenia na powierzchni. Uwięziony Xe jest frakcjonowany masowo o około 1% na amu w cięższych izotopach, ale mogą one zostać ponownie uwolnione i odzyskać pierwotny niefrakcjonowany skład, co czyni je niewystarczającymi do całkowitego rozwiązania paradoksu Xe.

Porównanie Kr i Xe w atmosferze

Obserwowany atmosferyczny Xe jest uszczuplony w porównaniu z meteorytami chondrrytycznymi o współczynnik od 4 do 20 w porównaniu z Kr. W przeciwieństwie do tego stabilne izotopy Kr są ledwo frakcjonowane. Ten mechanizm jest unikalny dla Xe, ponieważ jony Kr ⁺ są szybko neutralizowane przez

${\ Displaystyle {\ rm {Kr ^ {+} + H_ {2} \ strzałka w prawo KrH ^ {+} + H}}}$

${\ Displaystyle {\ rm {KrH ^ {+} + e ^ {-} \ rightarrow Kr + H}}}$

Dlatego Kr może szybko powrócić do stanu neutralnego i nie zostałby odciągnięty przez naładowany wiatr jonowy w regionie polarnym. Stąd Kr jest zatrzymywany w atmosferze.

Związek z niezależną od masy frakcją izotopów siarki ( MIF-S )

Sygnał niezależnego od masy frakcjonowania izotopów siarki, znany jako MIF-S, koreluje z końcem frakcjonowania izotopów Xe. Podczas Wielkiego Zdarzenia Utlenienia (GOE) warstwa ozonowa utworzyła się, gdy O ₂ wzrosło, odpowiadając za koniec sygnatury MIF-S. Zanik sygnału MIF-S uznano za zmianę stosunku redoks zbiorników powierzchniowych Ziemi. Jednak potencjalne efekty pamięciowe MIF-S spowodowane wietrzeniem oksydacyjnym mogą prowadzić do dużej niepewności co do procesu i chronologii GOE. W porównaniu z sygnałami MIF-S, tworzenie się ozonu nie wpływa na ucieczkę hydrodynamiczną Xe i może być jeszcze bardziej wrażliwa na O ₂ , obiecując dostarczyć więcej szczegółów na temat historii utleniania Ziemi.

Izotopy Xe jako znaczniki płaszcza

Izotopy Xe są również obiecujące w śledzeniu dynamiki płaszcza w ewolucji Ziemi. Pierwsze wyraźne rozpoznanie pozaatmosferycznego Xe w próbkach naziemnych pochodzi z analizy gazu CO ₂ z odwiertów w Nowym Meksyku, wykazując nadmiar ¹²⁹ I-pochodzącego lub prymitywnego źródła ¹²⁹ Xe i wysoką zawartość w ^131-136 Xe z powodu rozpad ²³⁸ U. Obecnie nadmiar ¹²⁹ Xe i ^131-136 Xe jest szeroko obserwowany w bazalcie z grzbietów śródoceanicznych (MORB) i bazalcie z wysp oceanicznych (OIB). Ponieważ ¹³⁶ Xe otrzymuje większy wkład rozszczepialny niż inne ciężkie izotopy Xe, ¹²⁹ Xe (rozpad ¹²⁹ I) i ¹³⁶ Xe są zwykle normalizowane do ¹³⁰ Xe podczas omawiania trendów izotopów Xe z różnych źródeł płaszcza. Stosunki MORB ¹²⁹ Xe/ ¹³⁰ Xe i ¹³⁶ Xe/ ¹³⁰ Xe leżą na trendzie od stosunków atmosferycznych do wyższych wartości i pozornie są zanieczyszczone powietrzem. Dane dotyczące bazaltowych wysp oceanicznych (OIB) są niższe niż w przypadku MORB, co sugeruje różne źródła Xe dla OIB i MORB.

Wybrane dane dotyczące izotopów Xe w bazaltach grzbietów śródoceanicznych (MORB) i bazaltach wysp oceanicznych (OIB) w porównaniu z wartościami atmosferycznymi. Nachylenie = 0,32. Rysunek jest zmodyfikowany i uproszczony.

Odchylenia w stosunku ¹²⁹ Xe/ ¹³⁰ Xe między powietrzem a MORB wskazują, że odgazowanie płaszcza nastąpiło przed wyginięciem ^{129 I, w przeciwnym razie}¹²⁹ Xe/ ¹³⁰ Xe w powietrzu byłoby takie samo jak w płaszczu. Różnice w ¹²⁹ Xe/ ¹³⁰ Xe między MORB i OIB mogą wskazywać, że zbiorniki płaszcza wciąż nie są dokładnie wymieszane. Chemiczne różnice między OIB i MORB wciąż czekają na odkrycie.

Aby uzyskać proporcje izotopów Xe w płaszczu, konieczne jest usunięcie zanieczyszczenia atmosferycznego Xe, które mogło rozpocząć się przed 2,5 miliarda lat temu. Teoretycznie wiele nieradiogenicznych stosunków izotopowych ( ¹²⁴ Xe/ ¹³⁰ Xe, ¹²⁶ Xe/ ¹³⁰ Xe i ¹²⁸ Xe/ ¹³⁰ Xe) można wykorzystać do dokładnego skorygowania zanieczyszczenia atmosferycznego, jeśli można precyzyjnie zmierzyć niewielkie różnice między powietrzem a płaszczem. Mimo to nie możemy osiągnąć takiej precyzji za pomocą obecnych technik.

Xe na innych planetach

Mars

Na Marsie izotopy Xe w obecnej atmosferze są frakcjonowane masowo w stosunku do ich pierwotnego składu z pomiarów in situ łazika Curiosity w kraterze Gale na Marsie. Paleoatmosferyczny Xe uwięziony w brekcji marsjańskiego regolitu NWA 11220 jest frakcjonowany zależnie od masy w stosunku do słonecznego Xe o ~ 16,2 ‰. Zakres frakcjonowania jest porównywalny dla Marsa i Ziemi, co może być przekonującym dowodem na to, że ucieczka hydrodynamiczna miała również miejsce w historii Marsa. Brekcja regolitu NWA7084 i ortopiroksen >4 Ga ALH84001 Meteoryty marsjańskie wychwytują starożytne marsjańskie gazy atmosferyczne z niewielkim lub żadnym frakcjonowaniem izotopowym Xe w stosunku do współczesnego marsjańskiego atmosferycznego Xe. Alternatywne modele dla Marsa uważają, że frakcjonowanie izotopowe i ucieczka atmosferycznego Xe Marsa miały miejsce bardzo wcześnie w historii planety i ustały około kilkuset milionów lat po uformowaniu się planety, a nie były kontynuowane w jej ewolucyjnej historii

Wenus

Xe nie został wykryty w atmosferze Wenus. ¹³² Xe ma górną granicę 10 części na miliard objętościowo. Brak danych na temat obfitości Xe uniemożliwia nam ocenę, czy obfitość Xe jest zbliżona do wartości słonecznych lub czy na Wenus występuje paradoks Xe. Brak ten uniemożliwia również sprawdzenie, czy skład izotopowy został frakcjonowany w sposób zależny od masy, jak w przypadku Ziemi i Marsa.

Jowisz

Atmosfera Jowisza ma 2,5 ± 0,5-krotność wartości obfitości Słońca dla ksenonu i podobnie podwyższonego argonu i kryptonu (oddzielnie 2,1 ± 0,5 i 2,7 ± 0,5 razy więcej niż wartości Słońca). Te sygnały wzbogacenia są spowodowane tym, że te pierwiastki docierają do Jowisza w bardzo zimnych (T <30K) lodowych planetozymali .

Zobacz też

^ ^a ^b ^c ^d Mukhopadhyay, Sujoy (2018), „Izotopy ksenonu” , w Bobrowsky, Peter; Marker, Brian (red.), Encyclopedia of Engineering Geology , Encyclopedia of Earth Sciences Series, Cham: Springer International Publishing, s. 1–8, doi : 10.1007/978-3-319-39193-9_203-1 , ISBN 978- 3-319-12127-7 , pobrano 2022-06-03
^ ^a ^b ^c ^d ^e Allègre, Claude J. (1995). „Wiek Ziemi” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 59 (8): 1445–1456. Bibcode : 1995GeCoA..59.1445A . doi : 10.1016/0016-7037(95)00054-4 .
^ ^a ^b ^c ^d Zhang, Youxue (1998). „Młody wiek Ziemi” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 62 (18): 3185–3189. Bibcode : 1998GeCoA..62.3185Z . doi : 10.1016/S0016-7037(98)00211-7 .
^ Pepin, Robert O. (1991). „O pochodzeniu i wczesnej ewolucji atmosfer planet ziemskich i lotnych substancji meteorytowych” . Ikar . 92 (1): 2–79. Bibcode : 1991Icar...92....2P . doi : 10.1016/0019-1035(91)90036-S .
^ ^a ^b Dickin, Alan P. (2018-02-08). Geologia izotopów radiogennych (wyd. 3). Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge. doi : 10.1017/9781316163009 . ISBN 978-1-316-16300-9 .
^ Tołstichin, IN; Kramers, JD; Hofmann, AW (2006). „Chemiczny model Ziemi z konwekcją całego płaszcza: znaczenie warstwy granicznej rdzeń-płaszcz (D”) i jej wczesne powstawanie” . Chemical Geology . 226 (3–4): 79–99. Bibcode : 2006ChGeo.226 .. .79T.doi : 10.1016 / j.chemgeo.2005.09.015 .
^ Mukhopadhyay, Sujoy; Parai, Rita (2019-05-30). „Gazy szlachetne: zapis ewolucji Ziemi i dynamiki płaszcza” . Roczny przegląd nauk o Ziemi i planetarnych . 47 (1): 389–419. Bibcode : 2019AREPS..47..389M . doi : 10.1146/annurev-earth-053018-060238 . ISSN 0084-6597 . S2CID 189999394 .
^ Ostre, Zachary (2017). Zasady stabilnej geochemii izotopów (wyd. 2). s. 2–4.
Bibliografia _ Smok, JC; Pepin, RO (1973). „Krypton i ksenon w drobinach księżycowych”. Materiały z Konferencji Nauk o Księżycu . 4 (1915).
^ ^ab ^Wetherill , GW (1975). „Chronologia radiometryczna wczesnego Układu Słonecznego” . Roczny przegląd nauk jądrowych . 25 (1): 283–328. Bibcode : 1975ARNPS..25..283W . doi : 10.1146/annurev.ns.25.120175.001435 . ISSN 0066-4243 .
^ ^a ^b ^c ^d ^e Heinrich D. Holandia; Karl K. Turekian, wyd. (2014). Traktat o geochemii (wyd. Drugie). Amsterdam. ISBN 978-0-08-098300-4 . OCLC 864682251 .
Bibliografia _ Sun, S.-s. (1995). „Skład Ziemi” . Geologia chemiczna . 120 (3–4): 223–253. Bibcode : 1995ChGeo.120..223M . doi : 10.1016/0009-2541(94)00140-4 .
^ Hudson, GB (1989). „Obfitość 244Pu we wczesnym Układzie Słonecznym, jak wywnioskowano z chondrytu St. Severin”. Materiały z 19. Konferencji Nauk Księżycowych i Planetarnych . s. 547–557.
^ Oszustwo, TD (1988). Jod-ksenon randki IN: Meteoryty i wczesny układ słoneczny (A89-27476 10-91) . Tucson, AZ, University of Arizona Press. s. 1127–1146.
^ ^a ^b ^c ^d Avice, G .; Marty, B (2014-09-13). „Wiek jodu – plutonu – ksenonu w układzie Księżyc – Ziemia ponownie odwiedzony” . Filozoficzne transakcje Towarzystwa Królewskiego A: nauki matematyczne, fizyczne i inżynierskie . 372 (2024): 20130260. arXiv : 1511.00952 . Bibcode : 2014RSPTA.37230260A . doi : 10.1098/rsta.2013.0260 . ISSN 1364-503X . PMC 4128273 . PMID 25114317 .
^ ^a ^b Ozima, M .; Podosek, FA; Igarashi, G. (1985). „Ograniczenia ziemskiego izotopu ksenonu we wczesnej historii Ziemi” . Natura . 315 (6019): 471–474. Bibcode : 1985Natur.315..471O . doi : 10.1038/315471a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4346140 .
^ Turner, G. (2003). „M. Ozima i FA Podosek Geochemia gazów szlachetnych” . Magazyn mineralogiczny (wyd. 2). Cambridge: Cambridge University Press. 67 (2): 418–419. doi : 10.1180/S0026461X00011725 . ISBN 05-2180-366-7 . ISSN 0026-461X .
Bibliografia _ Podosek, FA (10.11.1999). „Wiek formowania się Ziemi z systematyki 129 I / 127 I i 244 Pu / 238 U oraz brakujące Xe” . Journal of Geophysical Research: Solid Earth . 104 (B11): 25493–25499. Bibcode : 1999JGR...10425493O . doi : 10.1029/1999JB900257 .
^ Ozima, Minoru; Zahnle, Kevin (1993). „Odgazowanie płaszcza i ewolucja atmosfery: widok gazu szlachetnego” . Dziennik geochemiczny . 27 (4): 185–200. Bibcode : 1993GeocJ..27..185O . doi : 10.2343/geochemj.27.185 . ISSN 0016-7002 . S2CID 129837915 .
^ Dauphas, Nicolas (2003). „Podwójne pochodzenie atmosfery ziemskiej” . Ikar . 165 (2): 326–339. arXiv : astro-ph/0306605 . Bibcode : 2003Icar..165..326D . doi : 10.1016/S0019-1035(03)00198-2 . S2CID 14982509 .
^ ^a ^b ^c ^d ^e Avice, G .; Marty B.; Burgess R.; Hofmann, A.; Philippot, P.; Zahnle, K.; Zacharow, D. (2018). „Ewolucja atmosferycznego ksenonu i innych gazów szlachetnych wywnioskowana od skał archaicznych do paleoproterozoicznych” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 232 : 82–100. Bibcode : 2018GeCoA.232...82A . doi : 10.1016/j.gca.2018.04.018 . S2CID 55982250 .
Bibliografia _ Byrne, DJ; Ardoin, L.; Almayrac, MG; Bekaert, DV; Marty, B. (2022). „Wysoce precyzyjne pomiary gazu szlachetnego kwarcu hydrotermalnego ujawniają zmienną szybkość utraty Xe z atmosfery archaiku” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 588 : 117577. Bibcode : 2022E&PSL.58817577B . doi : 10.1016/j.epsl.2022.117577 . S2CID 248676751 .
^ Srinivasan, B. (1976). „Baryty: anomalny ksenon z reakcji spallacji i neutronów” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 31 (1): 129–141. Bibcode : 1976E&PSL..31..129S . doi : 10.1016/0012-821X(76)90104-7 .
^ Pujol, Magali; Marty, Bernard; Burgess, Ray (2011). „Ksenon podobny do chondrytu uwięziony w skałach archaicznych: możliwa sygnatura starożytnej atmosfery” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 308 (3–4): 298–306. Bibcode : 2011E&PSL.308..298P . doi : 10.1016/j.epsl.2011.05.053 .
^ ^b ^; Hébrard, E . Marty, B. (2014). „Sprzężona ewolucja gazów szlachetnych i węglowodorów we wczesnej atmosferze ziemskiej pod wpływem promieniowania słonecznego UV” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 385 : 40–48. Bibcode : 2014E&PSL.385...40H . doi : 10.1016/j.epsl.2013.10.022 . S2CID 35165964 .
^ Avice, Guillaume; Marty, Bernard; Burgess, Ray (2017). „Pochodzenie i historia odgazowywania atmosfery ziemskiej ujawniona przez archaiczny ksenon” . Komunikacja natury . 8 (1): 15455. Bibcode : 2017NatCo...815455A . doi : 10.1038/ncomms15455 . ISSN 2041-1723 . PMC 5454381 . PMID 28516958 .
^ ^abc ^{Catling ,}^David C.; Zahnle, Kevin J. (28.02.2020). „Archeańska atmosfera” . Postępy nauki . 6 (9): eaax1420. Bibcode : 2020SciA....6.1420C . doi : 10.1126/sciadv.aax1420 . ISSN 2375-2548 . PMC 7043912 . PMID 32133393 .
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Zahnle, Kevin J.; Gacesa, Marko; Catling, David C. (2019). „Dziwny posłaniec: nowa historia wodoru na Ziemi, opowiedziana przez Xenon” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 244 : 56–85. ar Xiv : 1809.06960 . Bibcode : 2019GeCoA.244...56Z . doi : 10.1016/j.gca.2018.09.017 . S2CID 119079927 .
^ ^ab ^Cassata , William S.; Zahnle, Kevin J.; Samperton, Kyle M.; Stephenson, Peter C.; Wimpenny, Josh (2022). „Ograniczenia izotopów ksenonu w starożytnej marsjańskiej ucieczce atmosferycznej” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 580 : 117349. Bibcode : 2022E&PSL.58017349C . doi : 10.1016/j.epsl.2021.117349 . S2CID 246391097 .
^ ^ab ^Anicich , VG (1993). „Badanie dwucząsteczkowych reakcji jonów z cząsteczkami do wykorzystania w modelowaniu chemii atmosfer planetarnych, śpiączki kometarnej i obłoków międzygwiazdowych - dodatek 1993” . Seria suplementów do czasopism astrofizycznych . 84 : 215. Bibcode : 1993ApJS...84..215A . doi : 10.1086/191752 . ISSN 0067-0049 .
^ Catling, David C.; Zahnle, Kevin J.; McKay, Christopher P. (2001-08-03). „Biogeniczny metan, ucieczka wodoru i nieodwracalne utlenianie wczesnej Ziemi” . nauka . 293 (5531): 839–843. Bibcode : 2001Sci...293..839C . doi : 10.1126/science.1061976 . ISSN 0036-8075 . PMID 11486082 . S2CID 37386726 .
^ ^a ^b ^c Ardoin, L .; Broadley, MW; Almayrac, M.; Avice, G.; Byrne, DJ; Tarantola, A.; Lepland, A.; Saito, T.; Komiya, T.; Shibuya, T.; Marty, B. (2022). „Koniec izotopowej ewolucji atmosferycznego ksenonu” . Listy z perspektyw geochemicznych . 20 : 43–47. Bibcode : 2022GChPL..20...43A . doi : 10.7185/geochemlet.2207 . S2CID 247399987 .
^ Marrocchi, Yves; Marty, Bernard (2013-08-28). „Eksperymentalne oznaczanie frakcjonowania izotopowego ksenonu podczas adsorpcji: FRAKCJONOWANIE IZOTOPOWE Ksenonu” . Listy z badań geofizycznych . 40 (16): 4165–4170. doi : 10.1002/grl.50845 . S2CID 129386865 .
^ Anicich, VG (1993). „Badanie dwucząsteczkowych reakcji jonów z cząsteczkami do wykorzystania w modelowaniu chemii atmosfer planetarnych, kometarnych i obłoków międzygwiazdowych - dodatek 1993” . Seria suplementów do czasopism astrofizycznych . 84 : 215. Bibcode : 1993ApJS...84..215A . doi : 10.1086/191752 . ISSN 0067-0049 .
^ Lyons, Tymoteusz W.; Reinhard, Christopher T.; Planawski, Noe J. (2014). „Wzrost tlenu we wczesnym oceanie i atmosferze Ziemi” . Natura . 506 (7488): 307–315. Bibcode : 2014Natur.506..307L . doi : 10.1038/natura13068 . ISSN 0028-0836 . PMID 24553238 . S2CID 4443958 .
Bibliografia _ Skrzydło, Boswell A (2003). „Wiele izotopów siarki i ewolucja atmosfery” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 213 (1–2): 1–13. Bibcode : 2003E&PSL.213....1F . doi : 10.1016/S0012-821X(03)00296-6 .
^ Filippot, Pascal; Ávila, Janaína N.; Killingsworth, Bryan A.; Tessalina, Swietłana; Baton, Franck; Caquineau, Tom; Muller, Elodie; Pecoits, Ernesto; Cartigny, Pierre; Lalonde, Stefan V.; Irlandia, Trevor R. (2018). „Globalnie asynchroniczne sygnały izotopów siarki wymagają ponownego zdefiniowania Wielkiego Zdarzenia Utleniania” . Komunikacja natury . 9 (1): 2245. Bibcode : 2018NatCo...9.2245P . doi : 10.1038/s41467-018-04621-x . ISSN 2041-1723 . PMC 5993798 . PMID 29884814 .
Bibliografia _ Tennyson, J.; Frick, U. (1978). „Ponowna wizyta w ksenonie w gazie ze studni CO 2” . Dziennik badań geofizycznych . 83 (B5): 2313. Bibcode : 1978JGR....83.2313P . doi : 10.1029/JB083iB05p02313 . ISSN 0148-0227 .
^ ^a ^b Staudacher, Thomas; Allègre, Claude J. (1982). „Ksenologia ziemska” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 60 (3): 389–406. Bibcode : 1982E&PSL..60..389S . doi : 10.1016/0012-821X(82)90075-9 .
^ ^a ^b Kunz, Joachim; Staudacher, Thomas; Allègre, Claude J. (1998-05-08). „Ksenon z rozszczepienia plutonu znaleziony w płaszczu Ziemi” . nauka . 280 (5365): 877–880. Bibcode : 1998Sci...280..877K . doi : 10.1126/science.280.5365.877 . ISSN 0036-8075 . PMID 9572726 .
^ Marty, Bernard (1989). „Izotopy neonu i ksenonu w MORB: implikacje dla ewolucji atmosfery ziemi” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 94 (1–2): 45–56. Bibcode : 1989E&PSL..94...45M . doi : 10.1016/0012-821X(89)90082-4 .
^ ^{ab Broadley,}^Michael W.; Barry, Peter H.; Bekaert, David V.; Byrne, David J.; Caracausi, Antonio; Ballentine, Christopher J.; Marty Bernard (2020-06-23). „Identyfikacja chondrytowego kryptonu i ksenonu w gazach Yellowstone oraz czas ziemskiej akrecji lotnych” . Obrady Narodowej Akademii Nauk . 117 (25): 13997–14004. Bibcode : 2020PNAS..11713997B . doi : 10.1073/pnas.2003907117 . ISSN 0027-8424 . PKW 7322010 . PMID 32513744 .
Bibliografia _ Kunz, Joachim; Allègre, Claude J. (2002). „Systematyka gazów szlachetnych źródła pióropusza płaszcza Reunion i pochodzenie pierwotnych gazów szlachetnych w płaszczu Ziemi” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 200 (3–4): 297–313. Bibcode : 2002E&PSL.200..297T . doi : 10.1016/S0012-821X(02)00639-8 .
Bibliografia _ Kunz, Joachim; Clague, David A.; Harrison, Darrell; Allègre, Claude J. (2000-05-12). „Natura nieskazitelnych gazów szlachetnych w pióropuszach płaszcza” . nauka . 288 (5468): 1036–1038. Bibcode : 2000Sci...288.1036T . doi : 10.1126/science.288.5468.1036 . ISSN 0036-8075 . PMID 10807571 .
^ Allègre, Claude J.; Staudacher, Thomas; Sarda, Filip; Kurz, Marek (1983). „Ograniczenia ewolucji płaszcza Ziemi wynikające z systematyki gazów rzadkich” . Natura . 303 (5920): 762–766. Bibcode : 1983Natur.303..762A . doi : 10.1038/303762a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4331580 .
^ J. Allègre, Claude; Staudacher, Thomas; Sarda, Filip (1987). „Systematyka gazów rzadkich: tworzenie atmosfery, ewolucja i struktura płaszcza Ziemi” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 81 (2–3): 127–150. Bibcode : 1987E&PSL..81..127A . doi : 10.1016/0012-821X(87)90151-8 .
Bibliografia _ Honda, M.; McDougall, I. (1990). „Zanieczyszczenie atmosferyczne: możliwe źródło ciężkich gazów szlachetnych w bazaltach z Loihi Seamount na Hawajach” . Listy z badań geofizycznych . 17 (6): 705–708. Bibcode : 1990GeoRL..17..705P . doi : 10.1029/GL017i006p00705 .
Bibliografia _ Mukhopadhyay, Sujoy (2018). „Ograniczenia izotopowe ksenonu dotyczące historii lotnego recyklingu do płaszcza” . Natura . 560 (7717): 223–227. Bibcode : 2018Natur.560..223P . doi : 10.1038/s41586-018-0388-4 . ISSN 0028-0836 . PMID 30089920 . S2CID 51939642 .
^ Konrad, PG; Malespin, Kalifornia; Franz, HB; Pepin, RO; trener, mgr; Schwenzer, SP; Atreya, SK; Freissinet, C.; Jones, JH; Manning, H.; Owen, T. (2016). „Pomiar in situ atmosferycznego kryptonu i ksenonu na Marsie za pomocą Mars Science Laboratory” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 454 : 1–9. Bibcode : 2016E&PSL.454....1C . doi : 10.1016/j.epsl.2016.08.028 .
^ Cassata, William S. (2017). „Ograniczenia meteorytu dotyczące marsjańskiej utraty atmosfery i paleoklimatu” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 479 : 322–329. Bibcode : 2017E&PSL.479..322C . doi : 10.1016/j.epsl.2017.09.034 . OSTI 1430989 .
^ ^a ^b Avice, Guillaume; Marty, Bernard (2020). „Perspektywy ewolucji atmosfery z izotopów gazu szlachetnego i azotu na Ziemi, Marsie i Wenus” . Recenzje nauki o kosmosie . 216 (3): 36. arXiv : 2003.11431 . Bibcode : 2020SSRv..216...36A . doi : 10.1007/s11214-020-00655-0 . ISSN 0038-6308 . S2CID 214640957 .
^ Zahnle, KJ (2013). „Wenus, Ziemia, ksenon” . Abstrakty z jesiennych spotkań AGU . 2013 . Bibcode : 2013AGUFM.P34A..06Z .
^ Owen, Tobiasz; Mahaffy, Paweł; Niemann, HB; Atreya, Sushil; Donahue, Tomasz; Bar-Nun, Akiva; de Pater, Imke (1999). „Niskotemperaturowe pochodzenie planetozymali, które utworzyły Jowisza” . Natura . 402 (6759): 269–270. Bibcode : 1999Natur.402..269O . doi : 10.1038/46232 . hdl : 2027.42/62913 . ISSN 0028-0836 . PMID 10580497 . S2CID 4426771 .

[:0-1] Mukhopadhyay, Sujoy (2018), „Izotopy ksenonu” , w Bobrowsky, Peter; Marker, Brian (red.), Encyclopedia of Engineering Geology , Encyclopedia of Earth Sciences Series, Cham: Springer International Publishing, s. 1–8, doi : 10.1007/978-3-319-39193-9_203-1 , ISBN 978- 3-319-12127-7 , pobrano 2022-06-03

[:13-2] Allègre, Claude J. (1995). „Wiek Ziemi” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 59 (8): 1445–1456. Bibcode : 1995GeCoA..59.1445A . doi : 10.1016/0016-7037(95)00054-4 .

[:93-3] Zhang, Youxue (1998). „Młody wiek Ziemi” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 62 (18): 3185–3189. Bibcode : 1998GeCoA..62.3185Z . doi : 10.1016/S0016-7037(98)00211-7 .

[:16-4] Pepin, Robert O. (1991). „O pochodzeniu i wczesnej ewolucji atmosfer planet ziemskich i lotnych substancji meteorytowych” . Ikar . 92 (1): 2–79. Bibcode : 1991Icar...92....2P . doi : 10.1016/0019-1035(91)90036-S .

[:62-5] Dickin, Alan P. (2018-02-08). Geologia izotopów radiogennych (wyd. 3). Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge. doi : 10.1017/9781316163009 . ISBN 978-1-316-16300-9 .

[6] Tołstichin, IN; Kramers, JD; Hofmann, AW (2006). „Chemiczny model Ziemi z konwekcją całego płaszcza: znaczenie warstwy granicznej rdzeń-płaszcz (D”) i jej wczesne powstawanie” . Chemical Geology . 226 (3–4): 79–99. Bibcode : 2006ChGeo.226 .. .79T.doi : 10.1016 / j.chemgeo.2005.09.015 .

[7] Mukhopadhyay, Sujoy; Parai, Rita (2019-05-30). „Gazy szlachetne: zapis ewolucji Ziemi i dynamiki płaszcza” . Roczny przegląd nauk o Ziemi i planetarnych . 47 (1): 389–419. Bibcode : 2019AREPS..47..389M . doi : 10.1146/annurev-earth-053018-060238 . ISSN 0084-6597 . S2CID 189999394 .

[8] Ostre, Zachary (2017). Zasady stabilnej geochemii izotopów (wyd. 2). s. 2–4.

[9] Bibliografia _ Smok, JC; Pepin, RO (1973). „Krypton i ksenon w drobinach księżycowych”. Materiały z Konferencji Nauk o Księżycu . 4 (1915).

[:7-10] Wetherill , GW (1975). „Chronologia radiometryczna wczesnego Układu Słonecznego” . Roczny przegląd nauk jądrowych . 25 (1): 283–328. Bibcode : 1975ARNPS..25..283W . doi : 10.1146/annurev.ns.25.120175.001435 . ISSN 0066-4243 .

[:82-11] Heinrich D. Holandia; Karl K. Turekian, wyd. (2014). Traktat o geochemii (wyd. Drugie). Amsterdam. ISBN 978-0-08-098300-4 . OCLC 864682251 .

[12] Bibliografia _ Sun, S.-s. (1995). „Skład Ziemi” . Geologia chemiczna . 120 (3–4): 223–253. Bibcode : 1995ChGeo.120..223M . doi : 10.1016/0009-2541(94)00140-4 .

[13] Hudson, GB (1989). „Obfitość 244Pu we wczesnym Układzie Słonecznym, jak wywnioskowano z chondrytu St. Severin”. Materiały z 19. Konferencji Nauk Księżycowych i Planetarnych . s. 547–557.

[14] Oszustwo, TD (1988). Jod-ksenon randki IN: Meteoryty i wczesny układ słoneczny (A89-27476 10-91) . Tucson, AZ, University of Arizona Press. s. 1127–1146.

[:04-15] Avice, G .; Marty, B (2014-09-13). „Wiek jodu – plutonu – ksenonu w układzie Księżyc – Ziemia ponownie odwiedzony” . Filozoficzne transakcje Towarzystwa Królewskiego A: nauki matematyczne, fizyczne i inżynierskie . 372 (2024): 20130260. arXiv : 1511.00952 . Bibcode : 2014RSPTA.37230260A . doi : 10.1098/rsta.2013.0260 . ISSN 1364-503X . PMC 4128273 . PMID 25114317 .

[:2-16] Ozima, M .; Podosek, FA; Igarashi, G. (1985). „Ograniczenia ziemskiego izotopu ksenonu we wczesnej historii Ziemi” . Natura . 315 (6019): 471–474. Bibcode : 1985Natur.315..471O . doi : 10.1038/315471a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4346140 .

[17] Turner, G. (2003). „M. Ozima i FA Podosek Geochemia gazów szlachetnych” . Magazyn mineralogiczny (wyd. 2). Cambridge: Cambridge University Press. 67 (2): 418–419. doi : 10.1180/S0026461X00011725 . ISBN 05-2180-366-7 . ISSN 0026-461X .

[18] Bibliografia _ Podosek, FA (10.11.1999). „Wiek formowania się Ziemi z systematyki 129 I / 127 I i 244 Pu / 238 U oraz brakujące Xe” . Journal of Geophysical Research: Solid Earth . 104 (B11): 25493–25499. Bibcode : 1999JGR...10425493O . doi : 10.1029/1999JB900257 .

[19] Ozima, Minoru; Zahnle, Kevin (1993). „Odgazowanie płaszcza i ewolucja atmosfery: widok gazu szlachetnego” . Dziennik geochemiczny . 27 (4): 185–200. Bibcode : 1993GeocJ..27..185O . doi : 10.2343/geochemj.27.185 . ISSN 0016-7002 . S2CID 129837915 .

[20] Dauphas, Nicolas (2003). „Podwójne pochodzenie atmosfery ziemskiej” . Ikar . 165 (2): 326–339. arXiv : astro-ph/0306605 . Bibcode : 2003Icar..165..326D . doi : 10.1016/S0019-1035(03)00198-2 . S2CID 14982509 .

[:42-21] Avice, G .; Marty B.; Burgess R.; Hofmann, A.; Philippot, P.; Zahnle, K.; Zacharow, D. (2018). „Ewolucja atmosferycznego ksenonu i innych gazów szlachetnych wywnioskowana od skał archaicznych do paleoproterozoicznych” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 232 : 82–100. Bibcode : 2018GeCoA.232...82A . doi : 10.1016/j.gca.2018.04.018 . S2CID 55982250 .

[22] Bibliografia _ Byrne, DJ; Ardoin, L.; Almayrac, MG; Bekaert, DV; Marty, B. (2022). „Wysoce precyzyjne pomiary gazu szlachetnego kwarcu hydrotermalnego ujawniają zmienną szybkość utraty Xe z atmosfery archaiku” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 588 : 117577. Bibcode : 2022E&PSL.58817577B . doi : 10.1016/j.epsl.2022.117577 . S2CID 248676751 .

[23] Srinivasan, B. (1976). „Baryty: anomalny ksenon z reakcji spallacji i neutronów” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 31 (1): 129–141. Bibcode : 1976E&PSL..31..129S . doi : 10.1016/0012-821X(76)90104-7 .

[24] Pujol, Magali; Marty, Bernard; Burgess, Ray (2011). „Ksenon podobny do chondrytu uwięziony w skałach archaicznych: możliwa sygnatura starożytnej atmosfery” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 308 (3–4): 298–306. Bibcode : 2011E&PSL.308..298P . doi : 10.1016/j.epsl.2011.05.053 .

[:10-25] ; Hébrard, E . Marty, B. (2014). „Sprzężona ewolucja gazów szlachetnych i węglowodorów we wczesnej atmosferze ziemskiej pod wpływem promieniowania słonecznego UV” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 385 : 40–48. Bibcode : 2014E&PSL.385...40H . doi : 10.1016/j.epsl.2013.10.022 . S2CID 35165964 .

[26] Avice, Guillaume; Marty, Bernard; Burgess, Ray (2017). „Pochodzenie i historia odgazowywania atmosfery ziemskiej ujawniona przez archaiczny ksenon” . Komunikacja natury . 8 (1): 15455. Bibcode : 2017NatCo...815455A . doi : 10.1038/ncomms15455 . ISSN 2041-1723 . PMC 5454381 . PMID 28516958 .

[:172-27] {Catling ,}^David C.; Zahnle, Kevin J. (28.02.2020). „Archeańska atmosfera” . Postępy nauki . 6 (9): eaax1420. Bibcode : 2020SciA....6.1420C . doi : 10.1126/sciadv.aax1420 . ISSN 2375-2548 . PMC 7043912 . PMID 32133393 .

[:3-28] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Zahnle, Kevin J.; Gacesa, Marko; Catling, David C. (2019). „Dziwny posłaniec: nowa historia wodoru na Ziemi, opowiedziana przez Xenon” . Geochimica et Cosmochimica Acta . 244 : 56–85. ar Xiv : 1809.06960 . Bibcode : 2019GeCoA.244...56Z . doi : 10.1016/j.gca.2018.09.017 . S2CID 119079927 .

[:112-29] Cassata , William S.; Zahnle, Kevin J.; Samperton, Kyle M.; Stephenson, Peter C.; Wimpenny, Josh (2022). „Ograniczenia izotopów ksenonu w starożytnej marsjańskiej ucieczce atmosferycznej” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 580 : 117349. Bibcode : 2022E&PSL.58017349C . doi : 10.1016/j.epsl.2021.117349 . S2CID 246391097 .

[:122-30] Anicich , VG (1993). „Badanie dwucząsteczkowych reakcji jonów z cząsteczkami do wykorzystania w modelowaniu chemii atmosfer planetarnych, śpiączki kometarnej i obłoków międzygwiazdowych - dodatek 1993” . Seria suplementów do czasopism astrofizycznych . 84 : 215. Bibcode : 1993ApJS...84..215A . doi : 10.1086/191752 . ISSN 0067-0049 .

[31] Catling, David C.; Zahnle, Kevin J.; McKay, Christopher P. (2001-08-03). „Biogeniczny metan, ucieczka wodoru i nieodwracalne utlenianie wczesnej Ziemi” . nauka . 293 (5531): 839–843. Bibcode : 2001Sci...293..839C . doi : 10.1126/science.1061976 . ISSN 0036-8075 . PMID 11486082 . S2CID 37386726 .

[:1322-32] Ardoin, L .; Broadley, MW; Almayrac, M.; Avice, G.; Byrne, DJ; Tarantola, A.; Lepland, A.; Saito, T.; Komiya, T.; Shibuya, T.; Marty, B. (2022). „Koniec izotopowej ewolucji atmosferycznego ksenonu” . Listy z perspektyw geochemicznych . 20 : 43–47. Bibcode : 2022GChPL..20...43A . doi : 10.7185/geochemlet.2207 . S2CID 247399987 .

[33] Marrocchi, Yves; Marty, Bernard (2013-08-28). „Eksperymentalne oznaczanie frakcjonowania izotopowego ksenonu podczas adsorpcji: FRAKCJONOWANIE IZOTOPOWE Ksenonu” . Listy z badań geofizycznych . 40 (16): 4165–4170. doi : 10.1002/grl.50845 . S2CID 129386865 .

[:123-34] Anicich, VG (1993). „Badanie dwucząsteczkowych reakcji jonów z cząsteczkami do wykorzystania w modelowaniu chemii atmosfer planetarnych, kometarnych i obłoków międzygwiazdowych - dodatek 1993” . Seria suplementów do czasopism astrofizycznych . 84 : 215. Bibcode : 1993ApJS...84..215A . doi : 10.1086/191752 . ISSN 0067-0049 .

[35] Lyons, Tymoteusz W.; Reinhard, Christopher T.; Planawski, Noe J. (2014). „Wzrost tlenu we wczesnym oceanie i atmosferze Ziemi” . Natura . 506 (7488): 307–315. Bibcode : 2014Natur.506..307L . doi : 10.1038/natura13068 . ISSN 0028-0836 . PMID 24553238 . S2CID 4443958 .

[36] Bibliografia _ Skrzydło, Boswell A (2003). „Wiele izotopów siarki i ewolucja atmosfery” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 213 (1–2): 1–13. Bibcode : 2003E&PSL.213....1F . doi : 10.1016/S0012-821X(03)00296-6 .

[37] Filippot, Pascal; Ávila, Janaína N.; Killingsworth, Bryan A.; Tessalina, Swietłana; Baton, Franck; Caquineau, Tom; Muller, Elodie; Pecoits, Ernesto; Cartigny, Pierre; Lalonde, Stefan V.; Irlandia, Trevor R. (2018). „Globalnie asynchroniczne sygnały izotopów siarki wymagają ponownego zdefiniowania Wielkiego Zdarzenia Utleniania” . Komunikacja natury . 9 (1): 2245. Bibcode : 2018NatCo...9.2245P . doi : 10.1038/s41467-018-04621-x . ISSN 2041-1723 . PMC 5993798 . PMID 29884814 .

[38] Bibliografia _ Tennyson, J.; Frick, U. (1978). „Ponowna wizyta w ksenonie w gazie ze studni CO 2” . Dziennik badań geofizycznych . 83 (B5): 2313. Bibcode : 1978JGR....83.2313P . doi : 10.1029/JB083iB05p02313 . ISSN 0148-0227 .

[:5-39] Staudacher, Thomas; Allègre, Claude J. (1982). „Ksenologia ziemska” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 60 (3): 389–406. Bibcode : 1982E&PSL..60..389S . doi : 10.1016/0012-821X(82)90075-9 .

[:14-40] Kunz, Joachim; Staudacher, Thomas; Allègre, Claude J. (1998-05-08). „Ksenon z rozszczepienia plutonu znaleziony w płaszczu Ziemi” . nauka . 280 (5365): 877–880. Bibcode : 1998Sci...280..877K . doi : 10.1126/science.280.5365.877 . ISSN 0036-8075 . PMID 9572726 .

[41] Marty, Bernard (1989). „Izotopy neonu i ksenonu w MORB: implikacje dla ewolucji atmosfery ziemi” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 94 (1–2): 45–56. Bibcode : 1989E&PSL..94...45M . doi : 10.1016/0012-821X(89)90082-4 .

[:05-42] {ab Broadley,}^Michael W.; Barry, Peter H.; Bekaert, David V.; Byrne, David J.; Caracausi, Antonio; Ballentine, Christopher J.; Marty Bernard (2020-06-23). „Identyfikacja chondrytowego kryptonu i ksenonu w gazach Yellowstone oraz czas ziemskiej akrecji lotnych” . Obrady Narodowej Akademii Nauk . 117 (25): 13997–14004. Bibcode : 2020PNAS..11713997B . doi : 10.1073/pnas.2003907117 . ISSN 0027-8424 . PKW 7322010 . PMID 32513744 .

[43] Bibliografia _ Kunz, Joachim; Allègre, Claude J. (2002). „Systematyka gazów szlachetnych źródła pióropusza płaszcza Reunion i pochodzenie pierwotnych gazów szlachetnych w płaszczu Ziemi” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 200 (3–4): 297–313. Bibcode : 2002E&PSL.200..297T . doi : 10.1016/S0012-821X(02)00639-8 .

[44] Bibliografia _ Kunz, Joachim; Clague, David A.; Harrison, Darrell; Allègre, Claude J. (2000-05-12). „Natura nieskazitelnych gazów szlachetnych w pióropuszach płaszcza” . nauka . 288 (5468): 1036–1038. Bibcode : 2000Sci...288.1036T . doi : 10.1126/science.288.5468.1036 . ISSN 0036-8075 . PMID 10807571 .

[45] Allègre, Claude J.; Staudacher, Thomas; Sarda, Filip; Kurz, Marek (1983). „Ograniczenia ewolucji płaszcza Ziemi wynikające z systematyki gazów rzadkich” . Natura . 303 (5920): 762–766. Bibcode : 1983Natur.303..762A . doi : 10.1038/303762a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4331580 .

[46] J. Allègre, Claude; Staudacher, Thomas; Sarda, Filip (1987). „Systematyka gazów rzadkich: tworzenie atmosfery, ewolucja i struktura płaszcza Ziemi” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 81 (2–3): 127–150. Bibcode : 1987E&PSL..81..127A . doi : 10.1016/0012-821X(87)90151-8 .

[47] Bibliografia _ Honda, M.; McDougall, I. (1990). „Zanieczyszczenie atmosferyczne: możliwe źródło ciężkich gazów szlachetnych w bazaltach z Loihi Seamount na Hawajach” . Listy z badań geofizycznych . 17 (6): 705–708. Bibcode : 1990GeoRL..17..705P . doi : 10.1029/GL017i006p00705 .

[48] Bibliografia _ Mukhopadhyay, Sujoy (2018). „Ograniczenia izotopowe ksenonu dotyczące historii lotnego recyklingu do płaszcza” . Natura . 560 (7717): 223–227. Bibcode : 2018Natur.560..223P . doi : 10.1038/s41586-018-0388-4 . ISSN 0028-0836 . PMID 30089920 . S2CID 51939642 .

[49] Konrad, PG; Malespin, Kalifornia; Franz, HB; Pepin, RO; trener, mgr; Schwenzer, SP; Atreya, SK; Freissinet, C.; Jones, JH; Manning, H.; Owen, T. (2016). „Pomiar in situ atmosferycznego kryptonu i ksenonu na Marsie za pomocą Mars Science Laboratory” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 454 : 1–9. Bibcode : 2016E&PSL.454....1C . doi : 10.1016/j.epsl.2016.08.028 .

[50] Cassata, William S. (2017). „Ograniczenia meteorytu dotyczące marsjańskiej utraty atmosfery i paleoklimatu” . Listy dotyczące nauki o Ziemi i planetach . 479 : 322–329. Bibcode : 2017E&PSL.479..322C . doi : 10.1016/j.epsl.2017.09.034 . OSTI 1430989 .

[:15-51] Avice, Guillaume; Marty, Bernard (2020). „Perspektywy ewolucji atmosfery z izotopów gazu szlachetnego i azotu na Ziemi, Marsie i Wenus” . Recenzje nauki o kosmosie . 216 (3): 36. arXiv : 2003.11431 . Bibcode : 2020SSRv..216...36A . doi : 10.1007/s11214-020-00655-0 . ISSN 0038-6308 . S2CID 214640957 .

[52] Zahnle, KJ (2013). „Wenus, Ziemia, ksenon” . Abstrakty z jesiennych spotkań AGU . 2013 . Bibcode : 2013AGUFM.P34A..06Z .

[53] Owen, Tobiasz; Mahaffy, Paweł; Niemann, HB; Atreya, Sushil; Donahue, Tomasz; Bar-Nun, Akiva; de Pater, Imke (1999). „Niskotemperaturowe pochodzenie planetozymali, które utworzyły Jowisza” . Natura . 402 (6759): 269–270. Bibcode : 1999Natur.402..269O . doi : 10.1038/46232 . hdl : 2027.42/62913 . ISSN 0028-0836 . PMID 10580497 . S2CID 4426771 .