Пресолнечные зерна - Presolar grains

Пресолнечные зерна межзвездное твердое вещество в форме крошечных твердых частиц, которые возникли во время до солнце был сформирован. Пресолярный звездная пыль зерна образовались внутри истекающих и охлаждающих газов от более ранних пресолнечных звезд.

В звездный нуклеосинтез внутри каждой пресолнечной звезды придает каждой грануле изотопический состав, уникальный для этой родительской звезды, который отличается от изотопного состава вещества нашей солнечной системы, а также от среднего галактического. Эти изотопные сигнатуры часто указывают на очень специфические астрофизические ядерные процессы.[1] которые имели место внутри родительской звезды и доказывают их досолнечное происхождение.[2][3]

Ракета Boeing Delta II с Космический корабль "Звездная пыль" ждем запуска. Stardust близко столкнулся с кометой Дикий 2 в январе 2004 года, а также собрал межзвездную пыль, содержащую досолнечные межзвездные зерна.

Терминология

Метеоритики часто используют этот термин для обозначения звездная пыль, зерна, которые произошли внутри одной звезды и которые они извлекают из метеоритов для изучения. Поскольку большинство межзвездных зерен не являются звездной пылью от одной звезды, однако, являясь веществом межзвездного облака, аккрецированным более мелкими пресолнечными зернами, большинство пресолнечных зерен также не являются звездной пылью. Логично, что вся звездная пыль - это досолнечные зерна; но не все досолнечные зерна являются звездной пылью. Эта сбивающая с толку терминология прочно укоренилась среди метеоритиков 21 века, которые предпочитают использовать эти термины как взаимозаменяемые, поэтому в обоих случаях следует использовать или использовать выражение пресолнечные зерна звездной пыли за звездная пыль.

История

В 1960-х благородные газы неон[4] и ксенон[5] были обнаружены необычные изотопные отношения в примитивных метеоритах; их происхождение и тип материи, которая их содержала, оставались загадкой. Эти открытия были сделаны путем испарения массивного образца метеорита в масс-спектрометр, чтобы подсчитать относительную численность изотопы из очень небольшого количества благородные газы в ловушке в виде включений. В течение 1970-х годов подобные эксперименты обнаружили больше компонентов захваченных изотопов ксенона.[6] Были выдвинуты конкурирующие предположения о происхождении изотопных компонентов ксенона, все в рамках существующей парадигмы, согласно которой вариации были созданы процессами в первоначально однородном облаке солнечного газа.

Новая теоретическая основа для интерпретации была выдвинута в 1970-х годах, когда Дональд Д. Клейтон отверг распространенное среди метеоритиков мнение о том, что Солнечная система возникла как однородный горячий газ.[7] Вместо этого он предсказал, что необычный, но предсказуемый изотопный состав будет обнаружен внутри термически конденсированных межзвездных частиц, которые конденсировались во время потери массы от звезд разных типов. Он утверждал, что такие зерна существуют повсюду в межзвездной среде.[7][8] В первых работах Клейтона, в которых использовалась эта идея, в 1975 году была изображена межзвездная среда, населенная зернами сверхновых, богатых радиогенными изотопами Ne и Xe, которые определили потухшую радиоактивность.[9] Клейтон определил несколько различных типов предсолнечных зерен звездной пыли, которые могут быть обнаружены: звездная пыль от красных гигантских звезд, Sunocons (аббревиатура от SUнаНЕТва ПРОТИВуплотнения) от сверхновые, небконы от конденсации туманностей нарастание холодных облаков газообразных атомов и молекул, и новаконы из новая звезда конденсация.[7] Несмотря на энергичное и непрерывное активное развитие этой картины, предположения Клейтона не подкреплялись другими в течение десяти лет, пока такие зерна не были обнаружены в метеоритах.

Первое недвусмысленное следствие существования звездной пыли в метеоритах пришло из лаборатории Эдвард Андерс в Чикаго,[10] которые с помощью традиционной масс-спектрометрии обнаружили, что изотопные содержания ксенона, содержащиеся в нерастворимом в кислоте углеродистом остатке, оставшемся после растворения основной массы метеорита в кислотах, почти точно соответствуют предсказаниям для изотопного ксенона в красный гигант звездная пыль.[8] Тогда казалось определенным, что зерна звездной пыли содержались в нерастворимом в кислоте остатке Андерса. Найти настоящие зерна звездной пыли и задокументировать их было намного сложнее, поскольку требовалось найти частицы и показать, что их изотопы соответствуют изотопам внутри звезды красного гиганта. Затем последовало десятилетие интенсивных экспериментальных поисков в попытке выделить отдельные зерна этих носителей ксенона. Но что действительно было необходимо для обнаружения звездной пыли, так это новый тип масс-спектрометра, который мог бы измерять меньшее количество атомов в одной крупинке. В нескольких лабораториях пытались продемонстрировать такой прибор, пытаясь продемонстрировать зонды для распыления ионов. Но современные ионные зонды должны быть намного лучше технологически.

В 1987 г. алмазные зерна[11] и зерна карбида кремния[12] было обнаружено, что они в большом количестве присутствуют в тех же нерастворимых в кислоте остатках, а также содержат большие концентрации благородных газов. Значительные изотопные аномалии, в свою очередь, были измерены путем улучшения вторично-ионная масс-спектрометрия внутри структурных химических элементов этих зерен.[13] Усовершенствованные эксперименты SIMS показали, что изотопы кремния в каждом зерне SiC не имеют отношения изотопов Солнца, а скорее те, которые ожидаются в некоторых звездах красных гигантов. Таким образом, открытие звездной пыли датировано 1987 годом.[12] Чтобы измерить изотопные отношения структурных элементов (например, кремния в зерне SiC) в микроскопических зернах звездной пыли, потребовалось два сложных технологических и научных шага: 1) определение местоположения зерен звездной пыли микронного размера внутри огромной массы метеорита; 2) развитие технологии SIMS до достаточно высокого уровня для измерения соотношений изотопных содержаний внутри зерен микронного размера. Эрнст Зиннер стал бесспорным[мнение ] лидер в области применения ВИМС для микроскопических зерен,[14] заработав ему историческое признание[мнение ].[15]

Пресолнечные зерна Метеорит Мерчисон

В январе 2020 года анализ Метеорит Мерчисон нашел в Австралия В 1969 году была обнаружена звездная пыль, образовавшаяся 5–7 миллиардов лет назад, она старше Солнца Земли, которому 4,6 миллиарда лет, что сделало метеор и его звездную пыль самым старым твердым материалом, когда-либо обнаруженным на Земле.[16][17][18]

В метеоритах

Пресолнечные зерна - это твердое вещество, которое содержалось в межзвездном газе до образования Солнца. Компонент звездной пыли может быть идентифицирован в лаборатории по аномальному изотопному содержанию и состоит из огнеупорный минералы который пережил крах солнечной туманность и последующее формирование планетезимали.[19]

Для исследователей метеоритов термин пресолнечные зерна стал обозначать пресолнечные зерна, обнаруженные в метеоритах, которые в подавляющем большинстве состоят из звездная пыль. Многие другие типы космическая пыль в метеоритах не обнаружены. Пресолнечные зерна звездной пыли составляют лишь около 0,1 процента от общей массы твердых частиц, обнаруженных в метеоритах. Такие зерна являются изотопно-отличным материалом, обнаруженным в мелкозернистой матрица из метеориты, например примитивный хондриты. [20] Их изотопные отличия от окружающего метеорита требуют, чтобы они предшествовали Солнечная система. В кристалличность кластеров размером от микрометра Карбид кремния кристаллы (до 1013 атомов), вплоть до нанометрового алмаза (около 1000 атомов), и неслоистые графен кристаллы менее 100 атомов. Огнеупорные зерна достигли своей минеральной структуры за счет термической конденсации в медленно охлаждающихся расширяющихся газах сверхновые и из красный гигант звезды. [20]

Характеристика

Пресолнечные зерна исследуются с помощью сканирования или пропускания. электронные микроскопы (SEM / TEM) и масс-спектрометрический методы (масс-спектрометрия благородных газов, масс-спектрометрия с резонансной ионизацией (RIMS), вторично-ионная масс-спектрометрия (SIMS, NanoSIMS)). Пресолнечные зерна, состоящие из алмазов, имеют размер всего несколько нанометров и поэтому называются наноалмазами. Из-за своего небольшого размера наноалмазы трудно исследовать, и, хотя они являются одними из первых обнаруженных досолнечных зерен, о них известно относительно мало. Типичные размеры других пресолнечных зерен находятся в диапазоне микрометров.

К настоящему времени идентифицированы пресолярные зерна, состоящие из следующих минералов:

  • алмаз (C) зерна нанометрового размера (~ 2,6 нанометра (1,0×10−7 в диаметре)[21] возможно образовано осаждением из паровой фазы[22]
  • графит (C) частицы и анионы,[23] некоторые с неслойными графен ядра[24]
  • Карбид кремния (SiC) гранулы размером от микрометра до микрометра. Пресолнечный SiC встречается в виде зерен одного политипа или срастаний политипа. Наблюдаемые атомные структуры содержат два политипа низшего порядка: гексагональный 2H и кубический 3C (с различной степенью беспорядка дефекта упаковки), а также одномерные неупорядоченные зерна SiC.[25] Для сравнения: SiC, синтезированный в наземных лабораторных условиях, может образовывать более сотни различных политипов.
  • карбид титана (TiC) и другие карбиды в зернах C и SiC[26]
  • нитрид кремния (Si3N4)
  • корунд (Al2О3)[27]
  • шпинель (MgAl2О4)[28]
  • гибонит ((Ca, Ce) (Al, Ti, Mg)12О19)[29]
  • оксид титана (TiO2)
  • силикатные минералы (оливин и пироксен )

Информация о звездной эволюции

Изучение досолнечных зерен дает информацию о нуклеосинтез и звездная эволюция.[30] Зерна, несущие изотопную сигнатуру "r-процесс " (рпиковый захват нейтронов) и альфа-процесс (альфа-захват) типы нуклеосинтеза полезны при тестировании моделей сверхновые взрывы.[31]

Например, некоторые досолнечные зерна (зерна сверхновой) имеют очень большие избытки кальций-44, стабильный изотоп кальция, который обычно составляет только 2% от содержания кальция. Кальций в некоторых досолнечных зернах состоит в основном из 44Ca, который предположительно является остатками потухший радионуклид титан-44, изотоп титана, который в больших количествах образуется в Сверхновые типа II Такие как SN 1987A после быстрого захвата четырех альфа-частиц 28Si, после процесса сжигание кремния обычно начинается и до взрыва сверхновой. Тем не мение, 44Период полураспада Ti составляет всего 59 лет, поэтому вскоре он полностью превращается в 44Ca. Избыток продуктов распада долгоживущих, но вымерших, нуклиды кальций-41 (период полураспада 99400 лет) и алюминий-26 (730 000 лет) также были обнаружены в таких зернах. Изотопные аномалии быстрого процесса этих зерен включают относительные превышения азот-15 и кислород-18 относительно содержания в Солнечной системе, а также избытка нейтронно-богатой стабильные нуклиды 42Ca и 49Ti.[32]

Другие досолнечные зерна (звездчатые зерна AGB) предоставляют изотопную и физическую информацию о асимптотический граммiant бранчо звезды, которые произвели наибольшую часть тугоплавких элементов легче железа в галактике. Поскольку элементы в этих частицах были созданы в разное время (и в разных местах) на раннем этапе Млечного Пути, набор собранных частиц дополнительно дает представление о галактическая эволюция до образования Солнечной системы.[33]

Помимо предоставления информации о нуклеосинтезе элементов зерна, твердые зерна предоставляют информацию о физико-химических условиях, при которых они конденсировались, и о событиях, последовавших за их образованием. [33] Например, рассмотрим красные гиганты - которые производят большую часть углерода в нашей галактике. Их атмосфера достаточно прохладна, чтобы происходили процессы конденсации, приводящие к осаждению твердых частиц (то есть скоплений нескольких атомов таких элементов, как углерод) в их атмосфере. Это не похоже на атмосферу солнце, который слишком горячий, чтобы позволить атомам превращаться в более сложные молекулы. Затем эти твердые фрагменты вещества попадают в межзвездную среду посредством радиационное давление. Следовательно, частицы, несущие сигнатуру звездного нуклеосинтеза, предоставляют информацию о (i) процессах конденсации в атмосферах красных гигантов, (ii) процессах излучения и нагрева в межзвездная среда и (iii) типы частиц, которые переносят элементы, из которых мы сделаны, через галактику в нашу Солнечную систему.[34]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Эрнст Зиннер (1998) Звездный нуклеосинтез и изотопный состав досолнечных зерен из примитивных метеоритов, Ежегодный обзор наук о Земле и планетах 26:147-188.
  2. ^ Т. Дж. Бернатович и Р. М. Уокер (1997) Древняя звездная пыль в лаборатории, Физика сегодня 50:1212, 26-32
  3. ^ Д.Д. Клейтон и Л. Ниттлер, Астрофизика с досолнечной звездной пылью, Ежегодный обзор астрономии и астрофизики 42, 39-78 (2004)
  4. ^ Д. Ч. Блэк и Р. О. Пепин (1969) Неон в ловушке метеоритов. II., Планета Земля. Sci. Lett. 36, 377-394
  5. ^ Дж. Х. Рейнольдс и Г. Тернер (1964) Редкие газы в хондрите Ренаццо, J. Geo. Phys. Res. 69, 3263-3281
  6. ^ Ксенон состоит из девяти стабильных изотопов, которые различаются по массе, потому что в их атомных ядрах разное количество нейтронов. Масс-спектрометр регистрирует количество обнаруженных атомов ксенона с атомными массами A = 124, 126, 128, 129, 130, 131, 132, 134 и 136. Измеряя их на нескольких ступенях температуры при нагревании образца, было продемонстрировано, что у захваченного ксенона в общей сложности были разные компоненты. Было высказано предположение, что одним из таких компонентов был ксенон, созданный, когда неизвестное сверхтяжелое ядро, которое, как предполагалось, существовало в ранней Солнечной системе, подверглось делению.
  7. ^ а б c Д. Д. Клейтон, Предконденсированное вещество: ключ к ранней Солнечной системе, Astrophys. Н. 199, 765 (1975). Луна и планеты 19, 109-137 (1978)
  8. ^ а б Д.Д. Клейтон и Р.А. Уорд, исследования s-процесса: содержание изотопов ксенона и криптона, Astrophys. Дж. 224, 1000-1006 (1978). Эта статья была представлена ​​в 1975 году в Геохим. et Cosmochim Acta, но в то время было сочтено, что они не имеют отношения к геохимии. Он был повторно представлен Astrophys J в 1978 году после того, как Эдвард Андерс заявил, что он обнаружил чистый газообразный ксенон s-процесса в массивном углеродистом остатке от метеорита.
  9. ^ Д.Д. Клейтон, Исчезнувшая радиоактивность: захваченные остатки досолнечных зерен, Astrophys. J. 199, 765 (1975); Д.Д. Клейтон, 22Na, Ne-E, потухшие радиоактивные аномалии и неподдерживаемые 40Ar, Nature 257, 36 (1975)
  10. ^ Б. Сринивасан и Э. Андерс, Наука 201, 51-56 (1978)
  11. ^ Льюис Р.С., Танг М., Вакер Дж. Ф., Андерс Э. и Стил Э. (1987) Межзвездные алмазы в метеоритах, Природа 326, 160-162
  12. ^ а б Бернатович, Т., Фраундорф, Г., Минг, Т., Андерс, Э., Вопенка, Б., Зиннер, Э. и Фраундорф, П. (1987) Свидетельства наличия межзвездного SiC в углеродистом метеорите Мюррей, Природа 330, 728.
  13. ^ Эрнст Зиннер (1996) Звездная пыль в лаборатории, Наука 271:5245, 41-42
  14. ^ Специальный выпуск Метеоритика и планетология 42, No. 7/8 (2007) документирует роль Зиннера в честь его 70-летия. Прочтите особенно вводную статью Кевина МакКигана.
  15. ^ Зиннер умер в 2015 году в возрасте 78 лет. Его некролог в феврале 2016 года. Физика сегодня Дональд Клейтон больше рассказывает об отношении Зиннера к открытиям SIMS.
  16. ^ «Самый старый материал на Земле был обнаружен в метеорите». MSN. 13 января 2020.
  17. ^ Вайсбергер, Минди (13 января 2020 г.). «Звездная пыль возрастом 7 миллиардов лет - самый старый материал, найденный на Земле. Некоторые из этих древних зерен на миллиарды лет старше нашего Солнца». Живая наука. Получено 13 января 2020.
  18. ^ Heck, Philipp R .; и другие. (13 января 2020 г.). «Время жизни межзвездной пыли в результате воздействия космических лучей на досолнечный карбид кремния». Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки. 117 (4): 1884–1889. Bibcode:2020PNAS..117.1884H. Дои:10.1073 / пнас.1904573117. ЧВК  6995017. PMID  31932423.
  19. ^ Мария Лугаро (2005) Звездная пыль от метеоритов: введение в досолнечные зерна (World Scientific, Нью-Йорк) ISBN  981-256-099-8
  20. ^ а б «Эта древняя звездная пыль - самая старая из когда-либо исследованных в лаборатории». Новости науки. 13 января 2020 г.. Получено 14 января 2020.
  21. ^ П. Фраундорф, Г. Фраундорф, Т. Бернатович, Р. Льюис и М. Танг (1989) Ультрамикроскопия 27:401–412.
  22. ^ T. L. Daulton, D. D. Eisenhour, T. J. Bernatowicz, R. S. Lewis и P. R. Buseck (1996) Генезис предсолнечных алмазов: сравнительное исследование метеоритных и наземных наноалмазов с помощью просвечивающей электронной микроскопии высокого разрешения, Geochimica et Cosmochimica Acta 60:23, 4853-4872
  23. ^ Т. Бернатович, Р. Каусик, П. К. Гиббонс, К. Лоддерс, Б. Фегли-младший, С. Амари и Р. С. Льюис (1996) Ограничения на образование звездных зерен из досолнечного графита в метеорите Мерчисон, Ап. Дж. 472:760-782
  24. ^ П. Фраундорф и М. Вакенхут (2002) Основная структура досолнечных графитовых анионов, Ап. J. Lett. 578: 2, L153-156
  25. ^ Daulton, T .; Bernatowicz, T. J .; Lewis, R. S .; Посланник, S .; Stadermann, F.J .; Амари, С. (июнь 2002 г.). «Распределение политипов в околозвездном карбиде кремния». Наука. 296 (5574): 1852–1855. Bibcode:2002Наука ... 296.1852D. Дои:10.1126 / science.1071136. PMID  12052956. S2CID  208322.
  26. ^ Т. Бернатович, С. Амари, Э. Зиннер и Р. Льюис (1991) Пресолнечные зерна внутри пресолярных зерен, Ap J Lett, 373: L73
  27. ^ Hutcheon, I.D .; Huss, G. R .; Fahey, A.J .; Вассерберг, Г. Дж. (1994). «Экстремальное обогащение Mg-26 и O-17 в оргейл-корунде: идентификация зерна досолнечного оксида» (PDF). Письма в астрофизический журнал. 425 (2): L97 – L100. Bibcode:1994ApJ ... 425L..97H. Дои:10.1086/187319.
  28. ^ Э. Зиннер, С. Амари, Р. Гиннесс, А. Нгуен, Ф. Дж. Стадерманн, Р. М. Уокер и Р. С. Льюис (2003) Зерна пресолнечной шпинели из углистых хондритов Мюррей и Мерчисон, Geochimica et Cosmochimica Acta 67:24, 5083-5095
  29. ^ Т. Р. Ирландия (1990) Пресолнечные изотопные и химические признаки в гибонитсодержащих тугоплавких включениях из углеродистого хондрита Мерчисон, Geochmica et Cosmochimica Acta 54:3219-3237
  30. ^ Дональд Д. Клейтон и Ларри Р. Ниттлер (2004) Астрофизика с досолнечной звездной пылью, Ежегодный обзор астрономии и астрофизики 42:39-78
  31. ^ «Обнаружен самый старый материал на Земле». bbc.co.uk. 13 января 2020 г.. Получено 14 января 2020.
  32. ^ Максуин, Гарри; Гэри Р. Хасс (2010). Космохимия (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-87862-3. стр.139
  33. ^ а б Беннетт, Джей. «Зерна метеорита - самый старый из известных твердых материалов на Земле». Смитсоновский журнал. Получено 14 января 2020.
  34. ^ «Самый старый известный материал на Земле официально старше Солнечной системы». www.sciencealert.com. Получено 14 января 2020.

внешняя ссылка