Зарядовые состояния ионов инертных газов в лунных ильменитах Г. К. Устинова Институт геохимии и аналитической химии имени В.И.Вернадского, РАН, Москва;

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

В ильменитах лунного грунта (I71) и в реголитовой брекчии (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.

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 ( 4 He/ 36 Ar и 20 Ne/ 36 Ar) растут с глубиной, тогда как отношение 84 Kr/ 132 Xe остается постоянным. На рис.2 можно видеть, что отношение 20 Ne/ 36 Ar 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 84 Kr и A/Z=2.44 для 132 Xe, так что в SEP-компоненте при ускорении в ударных волнах формировались меньшие отношения 84 Kr/ 132 Xe, чем в SW-компоненте, т.е. это отношение должно уменьшаться с глубиной травления. Однако, в эксперименте этот эффект маскируется большими диффузионными потерями более легкого 84 Kr вблизи поверхности, что приводит к видимому постоянству отношения 84 Kr/ 132 Xe.

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 Q I71 = 8, 14, и 18, соответственно, и лежат в интервале P ~ eV. Наилучшее соответствие для Kr наблюдается при разных зарядовых состояниях изотопов, а именно: при Q I71 = (в равных пропорциях) для 82 Kr и при Q I71 = 19 для 84 Kr. /D/D 1 I71 20 Ne 22 Ne 36 Ar 38 Ar 20 Ne 36 Ar 36 Ar 84 Kr 82 Kr 84 Kr 130 Xe 132 Xe 84 Kr 132 Xe 2Солнечная система [1] SW: I71 (1) [2,3] SW I71 = I71 (1) D 0 i /D 0 j SEP: SW I71 K I71 ** * SEP: I71 (13) [2,3] [1] - Anders, Grevesse (1989); [2] - Wieler, Baur (1994); [3] - Benkert и др. (1993); ** K I71 = (A i /Q I71 i ) 2 /(A j /Q I71 j ) 2 ; * - при Q I71 =18-19 для 82 Kr и Q I71 =19 для 84 Kr.

Для реголитовой брекчии I79 с T ~1 млрд лет средние зарядовые состояния ионов Ne, Ar, Kr и Xe лежат в более высоком диапазоне P ~ eV и равны Q I79 = 8, 16, и 23, соответственно, причем наилучшее соответствие для Kr наблюдается при Q I79 = (в равных пропорциях) для 82 Kr и при Q I79 = 23 для 84 Kr. SW I79 =I79 (3-4) D 1 I79 20 Ne 22 Ne 36 Ar 38 Ar 20 Ne 36 Ar 36 Ar 84 Kr 82 Kr 84 Kr 130 Xe 132 Xe 84 Kr 132 Xe 2Солнечная система [1] SW: I79 (3-4) [2,3] SW I79 = I79 (3-4) · D 0 i /D 0 j SEP: SW I79 K I79 ** * SEP: I79 (16-17) [2,3] [1] - Anders, Grevesse (1989); [2] - Wieler, Baur (1994); [3] - Benkert и др. (1993); ** K I79 = (A i /Q I79 i ) 2 /(A j /Q I79 J ) 2 ; * - при Q I79 =21-22 для 82 Kr и Q I79 =23 для 84 Kr.

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 Q Fe ~ 10) ( Arnaud and Rothenflug, 1985). Однако в жестких импульсных вспышках, сильно и обогащенных 3 He и тяжелыми ионами, измерены гораздо более высокие зарядовые состояния ионов (Q Fe ~ 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 84 Kr/ 132 Xe 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 84 Kr/ 132 Xe 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.

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 84 Kr/ 132 Xe в древней брекчии могли привести аддитивные примеси Xe деления трансурановых элементов, в первую очередь, 238 U и 244 Pu. 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 Q I79 следует рассматривать лишь в качестве верхних пределов.