CC BY
8
УДК 550.42
ИЗУЧЕНИЕ РАДИАЦИОННОЙ ИСТОРИИ ПАЛЛАСИТОВ МЕТОДОМ ТРЕКОВОГО АНАЛИЗА
В. А. Алексеев1, А. В. Багуля2, А. Е. Волков2'3'4, А. А. Гиппиус2, Л. А. Гончарова2, С. А. Горбунов2, В.М. Грачев6, А. Б. Дашкина3, Г. В. Калинина1, Н. С. Коновалова2'5, Н. М. Окатьева2'5, Т. А. Павлова1, Н.Г. Полухина2'5'6, Н.И. Старков2,5, ТанНайнг Со2, М. M. Чернявский2,
Т. В. Щедрина2'5
Работа проведена в рамках эксперимента ОЛИМПИЯ по изучению треков тяжелых и сверхтяжелых ядер космического излучения в кристаллах оливинов из палласитов Марьялахти и Игл Стейшн. Получены глубинные распределения скоростей образования треков тяжелых ядер космических лучей в оливине палласитов разных доатмосферных размеров. Полученные зависимости использованы для анализа данных по плотности треков в кристаллах оливина из палласита Марьялахти. В трех кристаллах было обнаружено распределение треков с высоким градиентом плотности, что свидетельствует о сложной радиационной истории метеорита.
Ключевые слова: космические лучи, палласиты, кристаллы оливина, треки тяжелых ядер, радиационный возраст.
Исследование железо-каменных метеоритов (палласитов) является наиболее перспективным методом изучения тяжелых и сверхтяжелых химических элементов в со-
1 Институт геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского РАН, 119991 Россия, Москва, ул. Косыгина, д. 19.
2 ФИАН, 119991 Россия, Москва, Ленинский пр-т, 53; e-mail: polukhinang@lebedev.ru.
3 Национальный исследовательский центр "Курчатовский институт", 123182 Россия, Москва, пл. Академика Курчатова, д. 1.
4 Лаборатория ядерных реакций имени Г. Н. Флерова, ОИЯИ, 141980 Россия, Московская область, Дубна.
5 НИТУ "МИСиС", 119049 Россия, Москва, Ленинский проспект, д. 4.
6 НИЯУ "МИФИ", 115409 Россия, Москва, Каширское ш., 31.
ставе галактических космических лучей (ГКЛ) [1]. Палласиты представляют собой пористую матрицу из никелистого железа с включениями полупрозрачных кристаллов оливина, которые могут занимать до 65% объема вещества метеорита. При прохождении заряженной частицы через кристалл оливина происходит нарушение его структуры, в результате чего формируется трек, видимый под оптическим микроскопом после процедуры химического травления. Параметры образовавшегося трека позволяют идентифицировать заряд ядра, сформировавшего трек. Предложенная в эксперименте ОЛИМПИЯ методика исследований тяжелой компоненты ГКЛ основана на регистрации и измерении динамических и геометрических параметров треков торможения ядер перед их остановкой в кристалле [2].
В данной работе представлен анализ градиента плотности треков тяжелых ядер, зарегистрированных в кристаллах оливина палласита Марьялахти. Особый интерес представляют три обнаруженных кристалла с особенностью градиента плотности треков, позволяющей сделать предположения о доатмосферной истории метеорита.
Расчет градиента скорости образования треков в метеоритных оливинах. Методика изучения протравленных треков в кристаллах оливина из палласитов позволяет получить сведения об истории космического объекта и глубине расположения кристалла от первоначальной (доатмосферной) поверхности метеорита, в частности, путем измерения плотности следов от ядер группы железа [3].
При анализе экспериментальных распределений плотности треков тяжелых ядер в кристаллах оливина палласитов используются расчетные скорости образования треков p/t, где р - плотность треков, см-2 и t - радиационный возраст метеорита, млн лет. Зависимости плотности треков от глубины залегания кристалла (d, см) в метеоритах разных доатмосферных размеров были получены для пироксена хондритов [4] и впоследствии скорректированы для оливина палласитов. На основе результатов [4] участниками проекта ОЛИМПИЯ были выполнены расчеты глубинного распределения скорости образования треков ядер группы железа (VH-ядер с зарядами 24 < Z < 28) в оливине палласитов разных доатмосферных размеров R. Учитывалось, что скорость образования треков в пироксене выше, чем в оливине; коэффициент превышения был определен как 2.3 ± 0.5 (по данным [3, 5] и др.). Также было принято во внимание, что пробег VH-ядер в веществе палласитов в 1.4 раза меньше, чем в веществе хондритов [5]. В соответствии с этими поправками, значения ординат зависимости p/t уменьшились по сравнению с [4] в 2.3 раза, а значения абсцисс - в 1.4 раза (рис. 1).
Рис. 1: Зависимость скорости образования треков VH-ядер космических лучей p/t от глубины залегания кристалла d в палласитах разного доатмосферного радиуса R.
Как было показано в [6], кривые, характеризующие изменение величины lg(p/t) с глубиной d в расчетах [4], могут быть с точностью до нескольких процентов описаны зависимостью вида (1):
lg(p/t) = A + BdC. (1)
Коэффициенты A, B и C были рассчитаны путем минимизации суммы квадратов отклонений величин lg(p/t), полученных по формуле (1), от соответствующих значений в работе [4]. Найденные зависимости параметров A, B и C от доатмосферного радиуса палласитов R позволили получить глубинные распределения скоростей образования треков в палласитах для нескольких выбранных значений R (5, 10, 15, 20, 25, 50 и 1000 см). Аналогичная процедура пересчета была выполнена для глубинной зависимости p/t в интервале значений d от 0.001 до 1 см для R = 5 см (рис. 2).
На основе этих данных для значений d в диапазоне 0.001-1 см была получена функция p(p), характеризующая относительные изменения плотности треков в диапазоне глубин от di до d2:
(P2-Pl)
¥>(p) = (p2+Pl)/2 X 100, %см-1. (2)
d2 — d1
В этом диапазоне глубин d (от 0.001 см до 1 см) градиент плотности образования треков VH-ядер падает от ~105 % см-1 до 100% см-1. Столь высокий градиент плотности треков для малых значений d может сформироваться при облучении поверхности
108
т i-
<u
4
ЕС
s ю7
Г
5 о
О.
106
0.001 0.01 0.1
d, см
Рис. 2: Зависимость скорости образования треков VH-ядер космических лучей p/t от глубины залегания кристалла d в палласитах доатмосферного радиуса R = 5 см для значений d < 1 см.
кристалла VH-ядрами космических лучей при солнечных вспышках. Случаи такого облучения наблюдаются, в частности, в кристаллах пироксена каменных метеоритов на ранних этапах формирования родительских тел [7]. При этом такой градиент проявляется только при небольшой толщине экранирующего слоя менее ~500 мкм. Рассчитанные аналогичным способом градиенты плотности для показанных на рис. 1 глубинных зависимостей скоростей образования треков в палласитах разных размеров составили менее 100% см-1 для значений d > 1 см.
Кристаллы оливина с высоким градиентом плотности треков. В общей сложности, за время проведения эксперимента ОЛИМПИЯ, было обработано и исследовано около 300 кристаллов оливина из палласитов Марьялахти и Игл Стейшн. Распределение плотности треков в этих кристаллах приходится на широкий интервал значений p от 1.0 • 103 до 6.3 • 106 см-2, причем для большей части кристаллов (около 90%) плотность треков лежит в пределах от 6.3 • 105 до 6.3 • 106 см-2 с максимумом в районе (2.5 ^ 4.0) х 106 см-2.
Согласно раннее проведенным исследованиям ([3, 8]), доатмосферный размер палласита Марьялахти оценивается равным 20 см, а его радиационный возраст t, по различным оценкам, составляет от 178 до 205 млн лет. В приведенных расчетах используется значение t = 185± 19 млн лет из работы [9]. Эти значения дают глубину залегания большей части исследованных в данной работе кристаллов оливина Марьялахти d = 9±2 см.
Данная величина близка к оценкам й, полученным для этого метеорита другими исследователями [3].
Рис. 3: Фрагмент микрофотографии поверхности кристалла Ы-Ь-11-10 из палласита Марьялахти с высоким градиентом плотности треков ядер железа. Размер изображения 284x226 мкм.
В подавляющем большинстве исследованных кристаллов наблюдается практически равномерное распределение треков, без какого-либо заметного градиента плотности (в пределах ±20%). В этой связи особый интерес представляет найденный нами образец с очень высоким градиентом плотности треков (кристалл М-Ь-11-10). Часть поверхности этого кристалла с высокой плотностью треков ядер железа показана на рис. 3. На поверхности кристалла были выделены две смежные области (1 и 2) размером 200x800 мкм каждая, плотность треков в которых на расстоянии 800 мкм изменяется на два порядка величины - от 3 • 106 до 4 • 104 см-2.
Для каждой области были рассчитаны плотности треков с шагом 20 мкм, результаты показаны на рис. 4. Распределения для обеих областей характеризуются наличием линейного участка в интервале значений I = 0.017 ^ 0.051 см, где I - расстояние от края с максимальной плотностью треков. Средние значения градиентов плотности треков ядер железа для обеих областей, полученные на основе этой линейной зависимости по формуле (2), совпадают и составляют ~5 х 103 % см-1.
Для проверки полученных данных, поверхность кристалла М-Ь-11-10 с зарегистрированными треками была сошлифована, после чего протравлена снова. Плотность треков ядер была повторно измерена на вновь обработанной поверхности (см. вставку на
0.00 0.02 0.04 0.06 0.08
/, см
Рис. 4: Плотность треков ядер железа р на поверхности кристалла И-Ь-11-10 в зависимости от расстояния I от края области с максимальной плотностью треков для двух смежных областей 200x800 мкм2 (кружки и треугольники). 1 и 2 - линии регрессии для линейных участков. Вставка - та же зависимость после сошлифовки поверхностного слоя кристалла с протравленными треками и повторного травления.
рис. 4). Полученная в результате этой процедуры средняя величина градиента плотности треков практически не изменилась и составила ~4 х 103 % см-1. Из полученной зависимости скорости образования треков от глубины залегания кристалла d (рис. 2) следует, что этот кристалл облучался не столько ядрами галактического происхождения (входящими в состав так называемого стационарного излучения, вклад которого в градиент зарегистрированных треков пренебрежимо мал), сколько ядрами солнечных космических лучей более низких энергий при толщине экранирующего слоя не более нескольких сот микрон.
Кроме кристалла М-Ь-11-10, были найдены еще два кристалла оливина из метеорита Марьялахти (М-Ь-20-8 и М-Ь-21-1) с четко выраженным градиентом плотности треков УИ-ядер. Средние значения градиента плотности треков для этих кристаллов составили ~3 х 103 и ~5 х 103 % см-1 соответственно, что сопоставимо со значением для кристалла М-Ь-11-10. Полученные результаты свидетельствуют о схожих условиях облучения поверхностей этих кристаллов.
Необходимо отметить, что кристаллы с заметным градиентом плотности треков, которые часто обнаруживаются в каменных метеоритах (ахондритах, углистых метеоритах, обыкновенных хондритах низких петрологических типов), содержат следы
доаккреционного облучения, сохранившиеся при низких температурах как в процессе формирования родительских тел этих метеоритов, так и в течение последующей космической истории. Для палласитов подобный сценарий неприменим из-за высоких температур, которым подвергалось вещество метеоритов этого класса в процессе формирования из смеси оливина и жидкого металла в недрах родительских тел.
Полученные данные дают возможность предложить следующий сценарий космической истории палласита Марьялахти. Находясь в границах Солнечной системы, незадолго до вхождения в атмосферу Земли метеорит Марьялахти развалился на несколько фрагментов, в результате чего обнажилась поверхность с кристаллами М-Ь-11-10, М-Ь-20-8 и М-Ь-21-1, которая подверглась дальнейшему воздействию космических лучей, преимущественно солнечного происхождения. До развала метеорита эти кристаллы находились ближе к его центру, и плотность треков в них к этому моменту была невысокой. Когда в результате развала родительского тела они оказались вблизи вновь образовавшейся поверхности, на глубине не более 500 мкм от ее границы, за относительно короткий период времени до вхождения в земную атмосферу в них сформировался градиент треков ядер солнечных космических лучей. Стабилизированный пролет через земную атмосферу фрагмента конусообразной формы [8] и/или особенности его доатмо-сферной поверхности (каверны и углубления) препятствовали разрушению кристаллов М-Ь-11-10, М-Ь-20-8 и М-Ь-21-1, что позволило зафиксировать в них высокий градиент плотности треков ядер.
Достоверность информации, полученной с помощью кристаллов М-Ь-11-10, М-Ь-20-8 и М-Ь-21-1, помимо прочего, заключается в том, что все обнаруженные в них треки проявлены в одних и тех же условиях, что исключает влияние неопределенностей обработки на полученный результат.
Заключение. В работе представлены результаты исследования градиента плотности треков ядер солнечных космических лучей, зафиксированного в трех кристаллах оливина палласита Марьялахти. Анализ данных был осуществлен на основе полученных глубинных распределений скоростей образования треков тяжелых ядер космических лучей в кристаллах оливина палласитов разных доатмосферных размеров, адаптированных для оценки плотности треков в кристаллах оливина из палласита Марьялахти. В результате была сформулирована гипотеза о доатмосферной истории родительского тела метеорита в Солнечной системе.
Работа частично поддержана Программой № 28 Президиума РАН.
ЛИТЕРАТУРА
[1] А. В. Багуля, Л. Л. Кашкаров, Н. С. Коновалова и др., Письма в ЖЭТФ 97(12), 811 (2013) [A. V. Bagulya, L. L. Kashkarov, N. S. Konovalova, et al., JETP Letters 97(12), 708 (2013)].
[2] V. Alexeev, A. Bagulya, M. Chernyavsky, et al., The Astrophysical Journal 829(2), 120 (2016).
[3] В. П. Перелыгин, Ш. Б. Виик, О. Отгонсурэн, Препринт № Р13-8359 ОИЯИ (Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, 1974).
[4] S. K. Bhattacharya, J. N. Goswami and D. Lal, J. Geophys. Res. 78(34), 8356 (1973).
[5] А. О. Аалое, В. Д. Коломенский, Л. К. Левский и др., Препринт № Р14-12937,
ОИЯИ (Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, 1979).
[6] В. А. Алексеев, Астрономический вестник 38(3), 225 (2004).
[7] J. N. Goswami, D. Lal, L. Wllkening, Space Sci. Rev. 37, 111 (1984).
[8] Е. М. Колесников, О. Отгонсурэн, В. П. Перелыгин, А. В. Фисенко, Метеоритика
36, 82 (1977).
[9] G. F. Herzog, D. L. Cook, M. Cosarinsky, et al., Meteorit. Planet. Sci. 50(1), 86 (2015).
Поступила в редакцию 18 марта 2019 г.
После доработки 16 июля 2019 г. Принята к публикации 16 июля 2019 г.
