하프늄-텅스텐 연대 측정

Hafnium–tungsten dating

하프늄-텅스텐 데이트는 하프늄-182~텅스텐-182의 방사성 붕괴계통을 활용한 지반적 방사선측정 데이트 방식이다.[1]이 시스템의 반감기는 890±010만년이다.[1]오늘날 hafnium-182는 멸종된 방사성핵종이지만 hafnium-tungsten 방사능 시스템은 초기 태양계 연구에 유용하다. hafnium-tungsten 방사능 시스템은 광석성인 반면 텅스텐은 적당히 사이더필릭성이기 때문에 [2]행성 중심부의 분화를 위해 시스템을 사용할 수 있다.철 운석의 모체 형성 시간을 결정하는 데도 유용하다.[3]

초기 솔라 시스템의 크로노미터로 하프늄-텅스텐 시스템을 사용하는 것은 1980년대에 제안되었지만,[4] 다중 집합체 결합 플라즈마 질량 분광법의 개발로 낮은 농도의 텅스텐을 가진 시료를 사용할 수 있게 된 1990년대 중반까지는 널리 사용되지 않았다.[5][6]

기본 원리

하프늄-텅스텐 연대 이면의 방사성 시스템은 다음과 같은 2단계 붕괴다.

182
72Hf
 → 182
73Ta
 +
e−
 +
ν
e
182
73Ta
 → 182
74W
 +
e−
 +
ν
e

제1차 붕괴는 반감기가 890만년인 반면, 제2차 붕괴는 114일에 불과해 중간핵종 탄탈룸-182(182Ta)를 사실상 무시할 수 있다.[7]

hafnium-182는 멸종된 방사성핵종이기 때문에 hafnium-tungsten-182가 텅스텐의 다른 안정적 동위원소에 비해 풍부함을 조사하여 hafnium-tungsten-182의 시간계측을 수행하는데, 이 중 절반의 수명을 현재 우주의 나이보다 훨씬 긴 극도로 긴 동위원소 텅스텐-180을 포함하여 사실상 총 5개가 있다.e.[8] 텅스텐-182의 풍부함은 하프늄-182의 붕괴 이외의 공정에 의해 영향을 받을 수 있지만, 안정적인 동위원소가 다량 존재한다는 것은 다른 원인에 의한 텅스텐-182의 변동을 분리하는 데 매우 도움이 된다.예를 들어 W, W, W, W, W는 모두 r-과 s-공정에서 생산되는 반면, 희귀 동위원소 텅스텐-180은 p-공정에서만 생산된다.r-과 s-프로세스 핵합성 기여도에 의한 텅스텐 동위원소의 변동은 또한 184W/W와 W/184W 비율에 상관관계가 있는 변화를 가져오는데, 이는 W/184W 비율을 사용하여 텅스텐-182의 변동 중 핵합성 기여도에 의한 변동이 어느 정도인지를 계량화할 수 있음을 의미한다.[9]우주선 상호작용은 다른 텅스텐 동위원소보다 텅스텐-182의 풍부함에 훨씬 더 많은 영향을 미치기 때문에 우주선의 영향은 수정하기가 더 어렵다.[10]그럼에도 불구하고 우주선 효과는 백금, 오스뮴 또는 하프늄의 안정적 동위원소와 같은 다른 동위원소 시스템을 검사하거나 우주선에 노출되지 않은 내부 샘플을 채취하는 것으로 교정될 수 있다.[11][12]

텅스텐 동위원소 데이터는 보통 εW와182 εW183 단위로 표시되는데, 이는 지상 표준에 비해 10,000개당 부품에서 W/184W와 W/184W 비율의 편차를 나타낸다.[1]지구는 분화되기 때문에 지구의 지각과 맨틀은 태양계의 초기 구성에 비해 텅스텐-182로 농축된다.미분화 연석 운석은 지구에 비해 εW182 = -1.9±0.1이 있으며, 이는 태양계의 초기 εW에182 대해 -3.45±0.25의 값을 주기 위해 외삽된다.[13]

행성 중심 형성 연대 측정

Illustration of how hafnium-tungsten dating can help quantify the time of differentiation (core formation) of a planet
hafnium-tungsten 데이트가 행성의 분화 시간(핵심 형성)을 정량화하는 데 어떻게 도움이 되는지 보여주는 그림

원시 행성은 구별되지 않는데, 이는 밀도에 따라 층이 쌓이지 않는다는 것을 의미한다(가장 밀도가 높은 물질은 행성의 내부를 향해 있다).행성이 분화를 겪을 때, 특히 철분은 가벼운 구성 요소에서 분리되어 행성의 핵심을 이루는 내부로 가라앉는다.만약 이 과정이 행성의 역사에서 비교적 일찍 일어났다면, hafnium-182는 텅스텐-182까지 붕괴할 충분한 시간을 갖지 못할 것이다.hafnium은 석회성 원소이기 때문에 hafnium-182는 맨틀(즉, 행성의 외부 층)에 남아 있을 것이다.그러다가 얼마 후 하프늄-182는 텅스텐-182까지 붕괴되어 맨틀에 텅스텐-182가 남는다.반면에, 만약 분화가 행성의 역사에서 나중에 일어났다면, 하프늄-182의 대부분은 분화가 시작되기 전에 텅스텐-182로 부패했을 것이다.적당히 시더필러적이기 때문에 텅스텐-182의 많은 부분이 철과 함께 행성 내부를 향해 가라앉을 것이다.이 시나리오에서, 텅스텐-182는 이후 행성의 외부 층에 많이 존재하지 않을 것이다.이와 같이 행성의 외부 층에 텅스텐-182가 얼마나 존재하는가를 보면 다른 텅스텐 동위원소에 비해 분화 시간을 정량화할 수 있다.

모델 연령

만약 우리가 신체의 맨틀(혹은 중심)에서 채취한 표본을 가지고 있고 텅스텐-182 풍부함에서 중심 형성 연령을 계산하고 싶다면 우리는 또한 벌크 행성의 구성도 알아야 한다.우리는 지구(또는 다른 온전한 행성)의 중심부에서 추출한 표본을 가지고 있지 않기 때문에, 일반적으로 연석 운석의 구성은 거대한 행성의 그것과 대체된다.[1][14]하프늄과 텅스텐은 모두 내화성 원소여서 형성 중이나 형성 후 행성의 난방으로 인해 하프늄과 텅스텐 사이에 분열이 없을 것으로 예상된다.그런 다음 방정식을 사용하여 코어 형성 시간에[1] 대한 모델 연령을 계산할 수 있다.

where is the decay constant for hafnium-182 (0.078±0.002 Ma−1),[15] the ε182W values are those of the sample, chondritic meteorites (taken to represent the bulk planet) and the Solar System Initial value, and accounts for any differences in the general abundance of hafnium be견본과 연석 운석을 빙빙 돌리면

.

이 방정식은 코어 형성이 순간적이라고 가정하는 것이 중요하다.이것은 철 운석 같은 작은 몸집에는 타당한 가정이 될 수 있지만, 지구와 같이 억양이 수백만 년이나 걸릴 것 같은 큰 몸집에는 해당되지 않는다.대신에 연속적인 과정으로서의 모델 코어 형성이 더 합리적이라는 더 복잡한 모델을 사용해야 한다.[16][17]

태양계 본체의 코어 형성 시간

하프늄-텅스텐 연대 측정 방법은 태양계 체체의 많은 표본에 적용되었고 코어 형성 날짜에 대한 추정치를 제공하는 데 사용되었다.철 운석의 경우, 첫 번째 고형물(칼슘-알루미늄이 풍부한 포함물, 보통 CAIs라고 불림)이 형성된 지 100만년이 안 된 시점부터 운석 그룹별로 약 300만년에 이르는 연령이 산출된다.[18]콘드리트 운석은 전체적으로 구별되지 않지만, 하프늄-텅스텐 연대 측정은 금속과 규산염이 분리된 더 작은 용해 부위에 적용하여 형성 연령을 구속하는 데 여전히 유용할 수 있다.매우 잘 연구된 카본질 콘드라이트 알렌데의 경우, 이것은 CAI의 형성 후 약 220만년의 형성 연령을 제공한다.[19]화성 운석들을 조사하여 화성이 CAI가 형성된 지 1천만년 이내에 완전히 형성되었을 수 있음을 나타내는데, 화성은 화성이 원시 행성 배아임을 암시하는 데 사용되어 왔다.[20]지구에서는 달을 형성한 것으로 추정되는 것과 같이 얼마나 큰 영향을 미치는가에 따라 CAI가 가정에 따라 3천만년에서 1억년 사이의 날짜를 산출하면서, 달과 같이 중심부와 맨틀을 다시 혼합하느냐에 따라 강하게 의존한다.[21][22]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e Kleine T, Walker RJ (August 2017). "Tungsten Isotopes in Planets". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 45 (1): 389–417. Bibcode:2017AREPS..45..389K. doi:10.1146/annurev-earth-063016-020037. PMC 6398955. PMID 30842690.
  2. ^ Halliday A, Rehkämper M, Lee D, Yi W (July 1996). "Early evolution of the Earth and Moon: new constraints from Hf-W isotope geochemistry". Earth and Planetary Science Letters. 142 (1–2): 75–89. Bibcode:1996E&PSL.142...75H. doi:10.1016/0012-821x(96)00096-9. ISSN 0012-821X.
  3. ^ Kleine T, Touboul M, Bourdon B, Nimmo F, Mezger K, Palme H, Jacobsen SB, Yin Q, Halliday AN (September 2009). "Hf–W chronology of the accretion and early evolution of asteroids and terrestrial planets". Geochimica et Cosmochimica Acta. 73 (17): 5150–5188. Bibcode:2009GeCoA..73.5150K. doi:10.1016/j.gca.2008.11.047.
  4. ^ Norman EB, Schramm DN (August 1983). "182Hf chronometer for the early Solar System". Nature. 304 (5926): 515–517. Bibcode:1983Natur.304..515N. doi:10.1038/304515a0. S2CID 4272464.
  5. ^ Harper CL, Jacobsen SB (April 1996). "Evidence for 182Hf in the early Solar System and constraints on the timescale of terrestrial accretion and core formation". Geochimica et Cosmochimica Acta. 60 (7): 1131–1153. Bibcode:1996GeCoA..60.1131H. doi:10.1016/0016-7037(96)00027-0.
  6. ^ Lee D, Halliday AN (December 1995). "Hafnium–tungsten chronometry and the timing of terrestrial core formation". Nature. 378 (6559): 771–774. Bibcode:1995Natur.378..771L. doi:10.1038/378771a0. hdl:2027.42/62600. S2CID 4349165.
  7. ^ Audi, Georges; Bersillon, Olivier; Blachot, Jean; Wapstra, Aaldert Hendrik (2003), "The NUBASE evaluation of nuclear and decay properties", Nuclear Physics A, 729: 3–128, Bibcode:2003NuPhA.729....3A, doi:10.1016/j.nuclphysa.2003.11.001
  8. ^ Cozzini C, Angloher G, Bucci C, von Feilitzsch F, Hauff D, Henry S, et al. (13 December 2004). "Detection of the natural decay of tungsten". Physical Review C. 70 (6): 064606. arXiv:nucl-ex/0408006. doi:10.1103/PhysRevC.70.064606. S2CID 118891861.
  9. ^ Qin L, Dauphas N, Wadhwa M, Markowski A, Gallino R, Janney PE, Bouman C (20 February 2008). "Tungsten Nuclear Anomalies in Planetesimal Cores". The Astrophysical Journal. 674 (2): 1234–1241. Bibcode:2008ApJ...674.1234Q. doi:10.1086/524882.
  10. ^ Leya I, Wieler R, Halliday AN (February 2003). "The influence of cosmic-ray production on extinct nuclide systems". Geochimica et Cosmochimica Acta. 67 (3): 529–541. Bibcode:2003GeCoA..67..529L. doi:10.1016/S0016-7037(02)01091-8.
  11. ^ Kruijer TS, Fischer-Gödde M, Kleine T, Sprung P, Leya I, Wieler R (January 2013). "Neutron capture on Pt isotopes in iron meteorites and the Hf–W chronology of core formation in planetesimals". Earth and Planetary Science Letters. 361: 162–172. Bibcode:2013E&PSL.361..162K. doi:10.1016/j.epsl.2012.10.014.
  12. ^ Qin L, Dauphas N, Horan MF, Leya I, Carlson RW (March 2015). "Correlated cosmogenic W and Os isotopic variations in Carbo and implications for Hf–W chronology". Geochimica et Cosmochimica Acta. 153: 91–104. Bibcode:2015GeCoA.153...91Q. doi:10.1016/j.gca.2014.11.015.
  13. ^ Jacobsen, Stein B. (31 May 2005). "THE Hf-W ISOTOPIC SYSTEM AND THE ORIGIN OF THE EARTH AND MOON". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 33 (1): 531–570. Bibcode:2005AREPS..33..531J. doi:10.1146/annurev.earth.33.092203.122614.
  14. ^ Schoenberg R, Kamber BS, Collerson KD, Eugster O (2002). "New W-isotope evidence for rapid terrestrial accretion and very early core formation". Geochimica et Cosmochimica Acta. 66 (17): 3151–3160. Bibcode:2002GeCoA..66.3151S. doi:10.1016/S0016-7037(02)00911-0.
  15. ^ Vockenhuber C, Oberli F, Bichler M, Ahmad I, Quitté G, Meier M, et al. (October 2004). "New half-life measurement of 182Hf: improved chronometer for the early solar system". Physical Review Letters. 93 (17): 172501. Bibcode:2004PhRvL..93q2501V. doi:10.1103/PhysRevLett.93.172501. PMID 15525068.
  16. ^ Halliday A, Rehkämper M, Lee D, Yi W (1996). "Early evolution of the Earth and Moon: new constraints from Hf-W isotope geochemistry". Earth and Planetary Science Letters. 142 (1–2): 75–89. Bibcode:1996E&PSL.142...75H. doi:10.1016/0012-821X(96)00096-9.
  17. ^ Harper CL, Jacobsen SB (1996). "Evidence for 182Hf in the early Solar System and constraints on the timescale of terrestrial accretion and core formation". Geochimica et Cosmochimica Acta. 60 (7): 1131–1153. Bibcode:1996GeCoA..60.1131H. doi:10.1016/0016-7037(96)00027-0.
  18. ^ Kruijer TS, Touboul M, Fischer-Gödde M, Bermingham KR, Walker RJ, Kleine T (June 2014). "Protracted core formation and rapid accretion of protoplanets". Science. 344 (6188): 1150–4. Bibcode:2014Sci...344.1150K. doi:10.1126/science.1251766. PMID 24904163. S2CID 21508569.
  19. ^ Budde G, Kleine T, Kruijer TS, Burkhardt C, Metzler K (March 2016). "Tungsten isotopic constraints on the age and origin of chondrules". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 113 (11): 2886–91. Bibcode:2016PNAS..113.2886B. doi:10.1073/pnas.1524980113. PMC 4801301. PMID 26929340.
  20. ^ Dauphas N, Pourmand A (May 2011). "Hf-W-Th evidence for rapid growth of Mars and its status as a planetary embryo". Nature. 473 (7348): 489–92. Bibcode:2011Natur.473..489D. doi:10.1038/nature10077. PMID 21614076. S2CID 4373071.
  21. ^ Rudge JF, Kleine T, Bourdon B (2010). "Broad bounds on Earth's accretion and core formation constrained by geochemical models". Nature Geoscience. 3 (6): 439–443. Bibcode:2010NatGe...3..439R. doi:10.1038/ngeo872. ISSN 1752-0894.
  22. ^ Kleine T, Rudge JG (2011-02-01). "Chronometry of Meteorites and the Formation of the Earth and Moon". Elements. 7 (1): 41–46. doi:10.2113/gselements.7.1.41. ISSN 1811-5209.