Lectures

МГУ им. М. В. Ломоносова
Геологический факультет
Изотопная геохимия и
геохронология
Юрий Александрович Костицын
kostitsyn@geokhi.ru
yuri.kostitsyn@gmail.com
Задачи (*.xlsx) и лекции (*.pptx) – на сайте
http://wiki.web.ru/wiki/Геологический_Факультет_МГУ:
Геохимия_Изотопов_и_Геохронология
Начала геохронологии.
Оценки возраста Земли.




Библейские ограничения возраста (XVII в.) – 6 тысяч
лет.
Оценки по скорости осадконакопления (XVIII-XIX в.) –
сотни миллионов лет.
Оценки по скорости остывания Земли (конец XIX в.) – до
100 млн.лет. "Окончательный" вывод сделан У.Томсоном
(Lord Kelvin) в 1887 г. – 20-40 млн.лет, не более.
Первые определения возраста урановых минералов
(1906 г.) – 500 млн.лет.
Задачи изотопной геохронологии

Определение времени геологических событий
Основные задачи изотопной геохимии



Проверка генетической связи исследуемого
вещества с известным источником (задачи
геохимии, экологии);
Оценка химического состава источника
исследуемого вещества;
Оценка пропорций смешения различных
источников;

Оценка температур равновесия минералов;

…

Ядра атомов (нуклидов) состоят из протонов и
нейтронов (нуклонов).
Z – число протонов (атомный номер);
N – число нейтронов;
А – массовое число.
A=Z+N
A
ZE




12
6C
или
12
С
Изотопы – нуклиды с одинаковым зарядом
ядра (Z), но с разной массой (A)
Изобары – нуклиды с одинаковыми массами
при разных зарядах ядра
Известно более 3100 нуклидов, из них – 285
стабильные или долгоживущие
Продукты “Большого Взрыва” (“Big Bang”)
H.Oberhummer, A.Patkos, T.Rauscher, 2003
Ранние звёзды не содержали изначально более тяжёлых нуклидов
Нуклеосинтез в недрах звёзд
Hertzsprung-Russell diagram
Нуклеосинтез в недрах звёзд: горение водорода
pp-цепочка
CNO-цикл
От He до Fe:
При T = (1-2)∙108 K:
4He + 4He ↔ 8Be
8Be + 4He → 12C + γ
4He + 12C → 16O + γ
При T = 5∙108 K:
12C + 12C → 20Ne + 4He
12C + 12C → 23Na + p
При T = 109 K:
20Ne + γ → 16O + 4He
20Ne + 4He → 24Mg + γ
При Т = 2∙109 K:
16O + 16O → 28Si + 4He
16O + 12С → 24Mg + 4He + γ
При T = 5∙109 K:
28Si + γ ↔ 24Mg + 4He
28Si + 4He ↔ 32S + γ
32S + 4He ↔ 36Ar + γ
36Ar + 4He ↔ 40Ca + γ
И т.д. до элементов
группы Fe
Внутри каждой звезды
формируется
индивидуальный изотопный
состав, зависящий от многих
факторов, прежде всего её
начальной массы и возраста
m = 25M☼
Элементы тяжелее Fe
s-процесс – захват
нейтронов при слабом
их потоке
(Красные гиганты):
13C
+ 4He → 16O + n
22Ne + 4He → 25Mg + n
17O + 4He → 20Ne + n
r-процесс – обильный
поток нейтронов
(сверхновая)
p-процесс – поток
протонов
Изотопный состав элементов тяжелее железа в каждой звезде также зависит от
многих факторов.
Вещество из другой звёздной системы, скорее всего, будет отличаться от
земного по распространённости многих стабильных и нестабильных нуклидов
SiC досолнечные включения
в метеорите Murchison
Isotopic patterns measured in bulk samples of SiC
extracted from the Murchison meteorite. Isotopic
ratios are relative to the reference isotope plotted
as a solid circle and are normalized to the solar
isotopic ratios.
Data are from Lewis et al. (1994) (Kr and Xe),
Podosek et al. (2003) (Sr), Prombo et al. (1993)
(Ba), Richter et al. (1993) (Nd and Sm), and
Richter et al. (1994) (Dy).
Birck, 2004
Причины изменения изотопного состава элементов на
Земле




Фракционирование изотопов,
Радиоактивный распад,
147Sm143Nd …
87Rb
18O/16O, 13C/12C
…
87Sr,
Деление тяжёлых ядер, 238U, 235U, 232Th
(спонтанное или под действием тепловых и
быстрых нейтронов)
Расщепление (spallation) ядер космическими
(галактическими, солнечными) частицами, 3He,
21Ne, 14N(n,p)14C …