CC BY
12
Научная статья УДК 552.63
ЗАПИСКИ ГОРНОГО ИНСТИТУТА
Journal of Mining Institute Сайт журнала: pmi.spmi.ru
Особенности кристаллизации оливина в обыкновенных хондритах (метеорит Саратов): геохимия редких и редкоземельных элементов
К.Г.СУХАНОВАН, А.Б.КУЗНЕЦОВ, О.Л.ГАЛАНКИНА
Институт геологии и геохронологии докембрия РАН, Санкт-Петербург, Россия
Как цитировать эту статью: Суханова К.Г., Кузнецов А.Б., Галанкина О.Л. Особенности кристаллизации оливина в обыкновенных хондритах (метеорит Саратов): геохимия редких и редкоземельных элементов // Записки Горного института. 2022. Т. 254. С. 149-157. DOI: 10.31897/PMI.2022.39
Аннотация. Обсуждается геохимия главных (EMPA) и редких (SIMS) элементов в оливине порфировых, непорфировых хондр и матрице равновесного обыкновенного хондрита Саратов (L4). Оливин соответствует форстериту и довольно неоднороден (Fo 73-77). Различий содержания главных элементов в оливине хондр и матрицы метеорита не обнаружено. Однако содержание главных и редких элементов в оливине внутри хондр значительно различается, высокие значениями установлены в оливине колосниковой хондры. Оливин порфировых хондр и матрицы метеорита Саратов обладает схожими концентрациями редких элементов. Высокие содержания тугоплавких (Zr, Y, Al) и умеренно-летучих (Sr и Ba) редких элементов в оливине колосниковой хондры указывают на образование расплава хондры в результате плавления минералов-предшественников и его быстрое остывание в протопланетном диске, что согласуется с экспериментальными данными. Оливин центральной части хондр метеорита Саратов отличается от оливина каймы хондр и матрицы метеорита повышенными значениями Yb/La отношения. Реликтовых зерен и магнезиальных ядер оливина в хондрах метеорита не обнаружено. Отдельные зерна в хондрах выделяются обогащенностью редкими элементами относительно остальных зерен оливина в хондре.
Ключевые слова: обыкновенные хондриты; редкие элементы; оливин; пироксен; плагиоклаз; ионный зонд
Благодарность. Исследование выполнено в рамках темы НИР ИГГД РАН FMUW-2022-0005.
Поступила: 02.05.2022 Принята: 25.05.2022 Онлайн: 13.07.2022 Опубликована: 13.07.2022
Введение. Обыкновенные хондриты являются наиболее распространенным типом метеоритов и представляют собой агломерат хондр и единичных зерен силикатных минералов. Хондры -субмиллиметровые силикатные сферулы, сложенные оливином, пироксеном и мезостазисом (стеклом), относятся к наиболее древним образованиям Солнечной системы [1]. Вещество обыкновенных хондритов не испытывало дифференциации и сегрегации ядро-мантия, что позволило сохранить первичные свойства, отражающие физико-химические условия протопланетного диска на ранней стадии развития Солнечной системы. Тем не менее, большинство обыкновенных хондри-тов демонстрирует признаки влияния термального метаморфизма различных степеней интенсивности. В результате аккреции планетезималей происходило формирование родительских тел хон-дритов и накопление на них короткоживущих изотопов 2бА1 и 5аРе, что влекло за собой образование внутреннего источника нагрева и действию вторичных процессов (термальный метаморфизм, активность флюидов) [2].
Термальный метаморфизм приводил к гомогенизации составов главных силикатных минералов (оливин, пироксен), перекристаллизации стекла хондр в плагиоклаз, укрупнению зерен кама-сита-тэнита, троилита и хромита и появлению новых минеральных фаз (апатит, мерилит, Са-пи-роксен) [3]. В зависимости от удаленности от источника нагрева, хондриты подразделяются на
неравновесные (петрологический тип 3) и равновесные (4, 5 и 6), где с увеличением номера петрологического типа (п.т.) увеличивается степень минерального равновесия и ярче проявляются признаки метаморфизма.
Изучение химического и изотопного состава хондр позволяет реконструировать условия формирования и особенности эволюции первичного вещества на допланетной стадии. Основным источником информации о первичном внеземном веществе являются метеориты. Один из крупных метеоритов массой около 200 кг - Саратов - упал каменным дождем на территории сел Михайловского, Шаховского, Донгуза и Белой Горы в Саратовской области 6 октября 1918 г. [4]. Метеорит относится к маложелезистой группе L равновесных обыкновенных хондритов (РОХ) 4 п.т., отличается высокой пористостью материала [5] и присутствием большого количества Q фазы - фазы концентратора благородных газов [6, 7]. Характеризуется малой степенью ударного метаморфизма S2/S3 [8] и низкой степенью выветривания W0.
До сих пор исследования силикатных минералов РОХ ограничивались изучением состава главных или второстепенных элементов, что привело к затруднениям при оценке петрологического типа зерен, доставленных с астероида Итокава [9]. Редкие и редкоземельные элементы широко используются при оценке геохимических обстановок, что позволяет с их помощью исследовать условия образования минералов различного генезиса, таких как циркон [10], турмалин [11], берилл [12], пироксен [13], а также стекол [14]. Редкие элементы в оливине и пироксене мало подвержены диффузии в условиях термального метаморфизма [15, 16], наблюдающегося на родительских телах хондритов, что позволяет использовать их при изучении минералов РОХ. Изучение состава редких тугоплавких элементов в оливине, пироксене и стекле хондр неравновесных обыкновенных хондритов (НОХ) выявило различные виды кристаллизации порфировых хондр и позволило определить их относительные скорости остывания [17-19]. Состав умеренно летучих редких элементов обычно отражает взаимодействие хондры с окружающим газом в протопланет-ном облаке [20, 21]. Первые результаты изучения составов силикатных минералов РОХ установили неоднородность содержания редких элементов [22, 23] и соотношения изотопов кислорода [24] в оливине и пироксене РОХ.
В порфировых хондрах НОХ иногда наблюдаются изолированные зерна тугоплавкого оливина, значительно обогащенного MgO и отличающегося по изотопному составу кислорода от оливина хондры [25, 26], а также более магнезиальные ядра оливиновых зерен, обрастающие каемками менее магнезиального форстерита [27]. Присутствие реликтовых зерен оливина в порфировых хондрах может указывать на их образование в результате плавления минералов-предшественников (прекурсоров). В качестве прекурсорного материала рассматриваются рефракторные включения (CAI и АОА) [28], мелкозернистый материал матрицы хондритов, хондры и фрагменты хондр предыдущих генераций. Также сюда относят осколки планетезималей [29], лед Н2О [30], реликтовый оливин и скопления пыли [31].
Проведенное недавно изучение оливина порфировых хондр метеорита Орловка показало, что они не испытали уравновешивания в отношении редких элементов при термальном метаморфизме, а обнаруженное геохимическое различие хондр подтвердило гипотезу о плавлении минеральных предшественников хондр в протопланетном диске [32].
Исследование редкоэлементного состава оливина хондр РОХ метеорита Саратов позволило установить влияние термального метаморфизма на содержание редких элементов и выявить различия в условиях образования хондр различного строения.
Аналитические методы. Образец хондрита Саратов (L4) был предоставлен заведующим лабораторией ИГГД РАН проф. Л.К.Левским.
Химический состав минералов на уровне главных элементов был определен методом EPMA в ИГГД РАН на микрозондовом анализаторе Jeol JXA-8230 с четырьмя волновыми спектрометрами. Вещество метеорита было помещено в стандартную шайбу из эпоксидной смолы, которая после полировки напылялась углеродом. Точечные измерения состава минералов выполнялись с ускоряющим напряжением 20 кВ и током 20 нА для оливина. Диаметр сфокусированного пучка составил 3 мкм. В качестве стандартов использовались природные минералы, чистые оксиды
и металлы. Для коррекции матричного эффекта использовался алгоритм ZAF. Линии Ка1 измерялись для всех элементов.
Содержание редких и редкоземельных элементов (REE) в минералах определено методом масс-спектрометрии вторичных ионов (SIMS) на ионном микрозонде Cameca IMS-4f в ЯФ ФТИАН по методике, изложенной в работе [33]. Перед измерениями препарат напылялся золотом. Условия съемки на ионном микрозонде Cameca IMS-4f: первичный пучок ионов 16О2 , диаметр пучка ~ 20 мкм; ток ионов 5-7 нА; ускоряющее напряжение первичного пучка 15 кэВ. Погрешность измерений не превышала 10 % для примесей с концентрациями > 1 ppm и 20 % - для концентраций < 1 ppm. Редкоэлементный состав породообразующих минералов определялся максимально близко к точкам анализа главных элементов методом EPMA. Спектры распределения REE в минералах нормировались к хондриту CI [34].
Результаты и обсуждение. Петрографическое исследование метеорита Саратов позволило установить троилитовые, хромитовые и силикатные хондры порфировой, колосниковой, радиальной и скрытокристаллической структур. Основная часть метеорита сложена силикатными хон-драми различных размеров и их обломками. Силикатные хондры визуально можно разделить на три фракции по размерам: наиболее крупные - 1-2 мм в диаметре - представлены порфировой, редко колосниковой структурами; средние - 0,5-0,3 мм; мелкие - менее 0,2 мм. Хондры средних и мелких размеров представлены всеми вышеперечисленными структурами. Силикатные хондры метеорита Саратов практически не имеют металлических и силикатных кайм.
Разнообразие структур хондр, подразделяющихся на порфировые и непорфировые (колосниковые, радиально-лучистые, скрытокристаллические и т.д.), отражает различия в условиях остывания расплава. Экспериментально установлено, что образование порфировых хондр происходит из медленно остывающего расплава (1-500 °С/ч), нагретого ниже температуры ликвидуса (14001700 °С) и сохранившего большое количество реликтовых зерен. Кристаллизация колосниковых хондр требует нагрева расплава незначительно выше температуры ликвидуса и быстрого остывания (500-3000 °С/ч). Для радиально-лучистых хондр характерна высокая температура расплава и практически мгновенное его остывание (1000-3000 °С/ч) [35].
Матрица метеорита в основном сложена мелкими хондрами, обломками хондр или отдельными крупными зернами оливина, также иногда встречаются небольшие металлические образования. Матрица сильно раздроблена и характеризуется высокой пористостью. Наличие межхондро-вой (матричной) части хондритов, существенные отличия ее изотопного и химического состава [36], а также присутствие досолнечных зерен и первичных конденсатов (корунд, хибонит, шпинель, перовскит) указывает на существование областей протопланетного диска, не участвовавших в хондрообразовании.
Оливин в метеорите Саратов чаще всего наблюдается в идиоморфных или гипидиоморфных зернах, слагающих порфировые хондры метеорита. В зависимости от хондры размеры зерен могут варьировать от 500 до 100 мкм. В колосниковых хондрах оливин наблюдается в виде вытянутых скелетных кристаллов, иногда срастающихся между собой, и образует балки, ориенированные чаще всего параллельно, но иногда пересекающиеся между собой. В матрице метеорита наблюдаются отдельные гипидиоморфные зерна оливина, размер которых в среднем составляет 200-300 мкм по удлинению. Состав оливина соответствует форстериту и довольно неоднороден (Fo 73-77), но различий между оливином хондр и матрицы по составу главных элементов не установлено. В порфировых хондрах на границе с анортоклазом зерна оливина обрастают мелкими (20-30 мкм) зернами пижонита и авгита.
Распределение редких элементов в силикатных минералах метеорита Саратов было исследовано в двух оливин-пироксеновых порфировых (3POP-2, 3POP-4) и одной оливин-пироксеновой колосниковой (3BOP-1) хондрах (рис.1).
Хондра 3POP-2 имеет овальную форму, не превышает 2 мм по удлинению и сложена крупными (500-300 мкм) идиоморфными зернами оливина и небольшими гипидиоморфными зернами энстатита, интерстиции между которыми заполнены плохо раскристаллизованным мезостазисом олигоклаз-лабрадорового состава.
Рис. 1. Оливин-пироксеновые порфировые хондры 3POP-2 и 3РОР-4 и оливин-пироксеновая колосниковая хондра 3ВОР-1 метеорита Саратов в обратно-отраженных электронах
Ol - оливин, Px - пироксен, Mes - мезостазис
Оливин хондры по содержанию главных и редких элементов довольно неоднороден, однако геохимических закономерностей между содержаниями элементов в оливине центральной и краевой части хондры не наблюдается. Тем не менее, ксеноморфное зерно оливина небольшого размера (100 мкм), находящееся в краевой части хондры, отличается значительной обогащенностью редкими элементами от крупных, хорошо ограненных, зерен по содержанию редких элементов (табл.1). Спектры распределения редких элементов в оливине хондры практически не дифференцированы (рис.2, а). Содержание редких элементов на порядок ниже хондритовых значений. В целом в оливине хондры 3РОР-2 наблюдается обогащенность LREE по отношению к НЯЕЕ.
Таблица 1
Состав оливина хондры 3POP-2 метеорита Саратов
Компонент 3POP-2
Центр Центр Край Край Матрица Матрица
SiO2 38,77 38,84 38,77 37,92 38,78 38,74
AI2O3 0,01 0,01 bdl bdl 0,01
MgO 39,11 38,91 39,05 37,54 39,11 39,11
TiO2 bdl 0,01 bdl bdl bdl bdl
CaO 0,01 0,02 0,01 0,02 0,05
FeO 21,71 22,02 21,85 23,95 21,66 21,97
MnO 0,50 0,47 0,48 0,59 0,45 0,48
СГ2О3 bdl 0,01 0,02 bdl 0,01 bdl
NiO 0,01 bdl bdl bdl 0,02 0,01
Сумма 100,12 100,30 100,18 100,00 100,05 100,36
Zr 0,08 0,07 0,07 0,73 0,06 0,13
Hf 0,05 0,07 0,03
Y 4409 4352 4128 4153 4142 4755
Al 0,01 0,01 0,01 0,05 0,01 0,01
Ti 90,0 75,5 72,2 1146 55,8 850
Nb 98,5 106 77,2 108 106 121
Ca 0,02 0,01 0,01 0,08 0,01 0,02
La 0,01 0,01 0,01 0,02 0,01 0,01
Ce 0,02 0,01 0,03 0,04 0,02 0,02
Pr 0,01 0,01 0,01 bdl
Nd 0,04 0,06 0,06 0,03
Sm 0,03
Eu 0,01 0,01 0,01 0,02 0,01 0,01
Gd 0,02 0,04 0,01 0,03
Dy 0,02
Er 0,02 0,02
Yb 0,04 0,01 0,02 0,02
Lu 0,01 0,01 0,01 bdl
Sr 0,14 0,11 0,14 3,02 0,12 0,73
Окончание табл. 1
Компонент
3РОР-2
Центр Центр Край Край Матрица Матрица
0,23 0,08 0,16 1,30 0,07 1,17
14,4 13,1 22,0 27,8 12,4 14,7
24,8 22,8 34,4 33,2 26,4 354
358 371 847 1464 362 404
1,16 1,16 1,24 1,77 0,95 2,15
Ва V № Сг Rb
Примечание. Пустая ячейка - элемент не определялся; bdl - содержание элемента ниже порога обнаружения.
Хондра 3РОР-4 характеризуется округлой формой, полным отсутствием пор и трещин, размер хондры не превышает 2 мм (рис.1). Хондра сложена крупными (1-1,5 мм по удлинению) гипидио-морфными вытянутыми вкрапленниками оливина и меньшими по размеру (200-300 мкм) зернами низко-Са пироксена, интерстиции между которыми заполнены мезостазисом, по составу близким к анортоклазу. По границе хондры проходит тонкая прерывистая металлическая кайма.
Оливин в хондре 3РОР-4 представлен крупными сильно вытянутыми зернами, по составу относится к форстериту ^о 75). По составу главных и редких элементов различий между оливином хондры и матрицы не наблюдается (табл.2) кроме небольшой обогащенности оливина центральной части хондры Се и Сг, а также оливина матрицы Т и N1 (рис.2, б).
Спектры распределения редких элементов субгоризонтальны и практически не дифференцированы. Оливин хондры и матрицы обеднен редкими элементами по сравнению с хондритовыми значениями, но отличается высоким содержанием редкоземельных элементов по сравнению с оливином порфировых хондр НОХ. В оливине краевой части хондры и матрицы метеорита Саратов наблюдается преобладание ИЯЕЕ над LREE, однако оливин центральной части хондры обогащен LREE по сравнению с остальными оливинами хондры, что отражается в обратном распределении REE и преобладании LREE над ИREE.
Для оливина краевой части хондры и матрицы метеорита отношение Са/А1 близко к хондритовому значению (и сохраняется прямая корреляция La и Yb), однако для оливина центра хондры оно сильно отличается.
Колосниковая хондра 3ВОР-1 имеет крупный размер (4 мм в диаметре), округлую форму, высокую пористость и трещиноватость (см. рис.1). Хондра отличается наличием силикатной пи-роксеновой каймы и сложена несколькими группами ламелей. Промежутки между ламелями заполнены ксеноморфными выделениями низко-Са пироксена и мезостазиса. На границе пироксена с мезостазисом часто присутствуют фазы высоко-Са пироксена.
0,1
0,01
0,001
Zг Са А1 № Се Ш Ей ТЬ Ио УЬ Sг V Сг ИГ У Т La Рг Sm Gd Dy Ег Lu Ва N1 Rb
а я я ш
я
ц
О
0.1
0.01
0,001
3РОР-4 центр 3РОР-4 кайма 3РОР-4 матрица НОХ
_|_I_I_I_|_
Zг Са А1 № Се Ш Ей ТЬ Но УЬ Sг V Сг ИГ У Т La Рг Sm Gd Dy Ег Lu Ва N1 Rb
б
а
1
Рис.2. Спайдердиаграммы для редких элементов, нормированных к С1 хондриту, в оливине хондры 3РОР-2 (а) и 3РОР-4 (б)
Таблица 2
Состав оливина хондр 3POP-4 и 3BOP-1 метеорита Саратов
Компонент 3POP-4 3BOP-1
Центр Край Край Матрица Центр Центр Край Матрица
БЮ2 38,55 38,57 38,75 38,69 38,92 38,76 38,80 38,96
АЮ3 ЬШ 0,03 0,01 0,03 bdl 0,03 bdl ьш
MgO 38,89 38,87 39,06 38,69 39,45 39,05 39,29 39,19
ТЮ2 0,01 bdl bdl 0,11 0,04 0,03 bdl 0,03
СаО 0,01 0,02 0,01 0,02 0,01 0,04 0,03 0,02
FeO 21,10 21,41 21,57 21,87 21,85 21,96 22,03 21,76
МпО 0,51 0,42 0,47 0,45 0,48 0,49 0,47 0,46
СГ2О3 0,01 0,03 0,02 0,05 0,02 0,02 0,04 0,01
N10 0,01 bdl 0,01 0,03 bdl ЬШ bdl ЬШ
Сумма 99,09 99.35 99.91 99.94 100.77 100.38 100.64 100.43
Zr 0,26 0,47 0,08 0,56 0,39 1,24 0,93 0,15
Ш 0,04 0,04 0,04 0,03 0,03
У 4695 4242 4178 3815 4285 4142 4641 4088
А1 0,07 0,03 0,01 0,05 0,11 0,14 0,31 0,01
Т1 187 1960 453 478 595 375 179 74,0
Nb 101 66,1 78.2 322 281 273 200 166
Са 0,02 0,03 0,01 0,06 0,02 0,07 0,05 ЬШ
Ьа 0,04 0,01 0,01 0,02 0,03 0,02 0,02 0,01
Се 0,11 0,02 0,03 0,04 0,14 0,02 0,09 0,03
Рг 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01
Nd 0,06 0,05 0,05 0,03 0,11 0,03
Бт 0,08 0,03 0,05 0,04 0,04 0,03 0,04
Ей 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01 ЬШ 0,01
Gd 0,05 0,03 0,03 bdl 0,03 0,06 0,02
Dy 0,02 0,03 0,07 0,04 0,02 0,07 0,01
Ег 0,03 0,03 0,04 0,03 0,02 0,05 0,03
УЬ 0,02 0,01 0,03 0,02 0,08 0,06 0,05 0,01
Ьи 0,01 0,01 0,01 0,01 ьш
Бг 0,10 0,78 0,16 0,73 0,24 0,75 0,15 0,10
Ва 0,15 0,60 0,11 0,66 0,89 0,18 0,78 0,13
V 71,2 16,8 13,3 17,9 27,3 21,3 44,0 14,1
N1 119 36,1 739 3063 29,8 26,4 29,3 29,4
Сг 4872 871 432 398 554 786 1838 383
ЯЬ 1,36 2,74 1,65 7,26 1,46 0,94 1,04 1,82
Примечание. См. примечания к табл. 1.
Оливин в центре хондры 3ВОР-1 представлен вытянутыми тонкими зернами, которые ближе к краю хондры становятся меньше и изометричнее. Ламели оливина могут достигать 1 мм по удлинению, при этом ксеноморфные зерна обычно характеризуются небольшим размером (200 мкм). По составу главных и редких элементов оливин хондры однороден и соответствует форстериту ^о 75) (табл.2). При этом оливин матрицы значительно обеднен тугоплавкими несовместимыми элементами ^г, Y, LREE) по сравнению с оливином хондры. Оливин центра хондры обогащен А1, Се и Sr.
Спектр распределения редких элементов в оливине дифферинцирован незначительно (рис.3, а). Содержание редких элементов немного обеднено относительно хондритовых значений и в целом соответствует уровню содержания редких элементов в оливине НОХ. Также наблюдается небольшое преобладание HREE над LREE, при этом хондритовое Са/А1 отношение в оливине хондры 3ВОР-1 нарушено. Оливин матрицы метеорита в целом обеднен тугоплавкими элементами ^г, Y, А1) относительно оливина хондры.
Выводы. Хондры 3РОР-2, 3РОР-4 и 3ВОР-1 метеорита Саратов отличаются по составу редких элементов в оливине. Несмотря на сильную неоднородность содержаний редких элементов в оливине хондр, значимых различий между оливином порфировых хондр 3РОР-2 и 3РОР-4 не наблюдается. Оливин колосниковой хондры 3ВОР-1 характеризуется высоким значением отношения Yb/Ti и обогащенностью НЯЕЕ и Y по сравнению с оливином порфировых хондр (рис.3, б).
я я я ш
я
ц
О
0,1
0.01
0,001
3РОР-1 центр 3РОР-1 край 3РОР-1 матрица НОХ
0.08
0.06
■о
0.04
0.02
Zг Са А1 № Се Ш Ей ТЬ Но УЬ Sг V Сг ИГ У Т La Рг Sm Gd Dy Ег Lu Ва N1 Rb
0,001
0
3РОР-1 3РОР-2 3РОР-4
▲ А
50
100
150 Т1, ррт
200
250
300
б
а
1
Рис.3. Спайдердиаграммы для редких элементов, нормированных к С1 хондриту (а) и соотношение "Л и УЬ в оливине хондры 3ВОР-1 (б)
я я я ш
я
ц
о
0,1
0.01
0,001
3РОР-2 3РОР-4 3РОР-1 ИОХ
_.'_I_I_|_|_
и_I_)_I_I_I
1,4 1.2 1.0
8 0.8 &
а
£ о.б
0.4 0.2
Zг Са А1 Nb Се Nd Ей ТЬ Ио УЬ Sг V Сг ИГ У Т La Рг Sm Gd Dy Ег Lu Ва N1 Rb
3РОР-2 3РОР-4
0,0
0,5
1,0 La, ррт
1,5
2,0
б
а
Рис.4. Спайдердиаграммы для редких элементов, нормированных к С1 хондриту (а) и соотношение Ьа и УЬ (б) в оливине хондр метеорита Саратов
Спектры распределения редких элементов в оливине колосниковой хондры отличаются сильным обогащением тугоплавких элементов ^г, У, А1), а также повышенными концентрациями умеренно летучих несовместимых элементов (8г и Ва) (рис.4, а). В целом оливин всех трех хондр обеднен редкими элементами относительно хондритовых значений, при этом концентрации редких элементов значительно варьируют внутри хондры.
Высокие содержания редких элементов в оливине характерны для хондр, образованных при очень быстрых скоростях остывания (более 1000 °С/ч) [37]. При образовании хондры путем конденсации в ней должно наблюдаться нефракционированное отношение Са/А1, положительная корреляция Ьа и УЬ, нефракционированное содержание тугоплавких редких литофильных элементов [38].
Высокая концентрация одновременно несовместимых тугоплавких и умеренно летучих элементов в оливине колосниковой хондры не может являться признаком прямой конденсации в протопла-нетном диске и скорее согласуется с гипотезой о плавлении минералов-предшественников хондр. При этом прямая корреляция УЬ и Ьа характерна для оливина только порфировых хондр (рис.4, б).
Оливин центральной части хондр метеорита Саратов отличается от оливина каймы хондр и матрицы метеорита повышенными значениями УЬ/Ьа отношения (рис.5, а). Однако на спектре распределения редких элементов различий между оливином центра, каймы хондр и матрицы метеорита не наблюдается (рис.5, б).
0.08 0.06
а &
&
> 0.04 0.02
0,005
Центр Кайма Матрица
0,010 0,015 La, ppm
0,020
0,025
я я я ш
я
ц
О
0.1
0.01
0.001
Центр Кайма Матрица HOX
J_I_I_I_I_1_
-J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_1_
Zr Ca A Nb Ce Nd Eu Tb Ho Yb Sr V Cr Hf Y Ti La Pr Sm Gd Dy Er Lu Ba Ni Rb
Рис.5. Соотношение La и УЪ (а) и спайдердиаграммы для редких элементов, нормированных к С1 хондриту (б) в оливине метеорита Саратов
б
а
Таким образом, в оливине хондр и матрицы метеорита Саратов гомогенизации редких элементов под влиянием термального метаморфизма не наблюдается. Различия в уровне содержания редких элементов в оливине порфировых и колосниковых хондр отражают высокую скорость остывания расплава колосниковых хонд и подтверждают гипотезу о появлении расплава хондр в результате плавления минералов-предшественников.
Авторы благодарят канд. физ.-мат. наук С.Г.Симакина и канд. физ.-мат. наук Е.В.Потапова (ЯФ ФТИАН) за аналитические работы.
ЛИТЕРАТУРА
1. Pape J., Mezger K., Bouvier A.S., Baumgartner L.P. Time and duration of chondrule formation: Constraints from 26Al-26Mg ages of individual chondrules // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2019. Vol. 244. P. 416-436. DOI: 10.1016/j.gca.2018.10.017
2. Tomkins A.G., Weinberg R.F., Schaefer B.F., Langendam A. Disequilibrium melting and melt migration driven by impacts: Implications for rapid planetesimal core formation // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2013. Vol. 100. P. 41-59. DOI: 10.1016/j.gca.2012.09.044
3. Jones R.H., McCubbin F.M., Dreeland L. et al. Phosphate minerals in LL chondrites: A record of the action of fluids during metamorphism on ordinary chondrite parent bodies // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2014. Vol. 132. P. 120-140. DOI: 10.1016/j.gca.2014.01.027
4. Оболонская Э.В., Попова Е.Е. Собрание метеоритов горного музея Санкт-Петербургского горного университета // Метеорит Челябинск - год на Земле: Материалы Всероссийской научной конференции, 14-15 февраля 2014, Челябинск. Челябинск: Челябинский государственный краеведческий музей, 2014. С. 355-363.
5. Lewis J.A., Jones R.H., Garcea S.C. Chondrule porosity in the L4 chondrite Saratov: Dissolution, chemical transport, and fluid flow // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2018. Vol. 240. P. 293-313. DOI: 10.1016/j.gca.2018.08.002
6. Fisenko A. V., Verchovsky A.B., Shiryaev A.A. et al. On the carrier phase of the «planetary» noble gases: TEM, Raman, and stepped combustion data for acid-resistant residues from the Saratov (L4) meteorite // Meteoritics & Planetary Science. 2018. Vol. 53. № 11. P. 2343-2356. DOI: 10.1111/maps.13130
7. Matsuda J.-i., Morishita K., NaraM., Amari S. Noble gases in oxidized residue prepared from the Saratov L4 chondrite and Raman spectroscopic study of residues to characterize phase Q // Meteoritics & Planetary Science. 2016. Vol. 51. P. 70-79. DOI: 10.1111/maps.12587
8. Pesonen L.J., Terho M., Kukkonen I.T. Physical properties of 368 meteorites: Implications for meteorite magnetism and planetary geophysics // Proceedings of the NIPR Symposium on Antarctic Meteorites. 1993. № 6. P. 401-416.
9. Nakamura T., Noguchi T., Tanaka M. et al. Itokawa Dust Particles: A Direct Link Between S-Type Asteroids and Ordinary Chondrites // Science. 2011. Vol. 333. P. 1113-1116. DOI: 10.1126/science.1207758
10. Skublov S.G., Rumyantseva N.A., Li, Q. et al. Zircon xenocrysts from the Shaka Ridge record ancient continental crust: New U-Pb geochronological and oxygen isotopic data // Journal of Earth Science. 2022. Vol. 33(1). P. 5-16. DOI: 10.1007/s12583-021-1422-2
11. Алексеев В.И., Марин Ю.Б. Турмалин как индикатор оловорудных проявлений касситерит-кварцевой и касситерит-силикатной формаций (на примере Верхнеурмийского рудного узла, Дальний Восток) // Записки Горного института. 2019. Т. 235. С. 3-9. DOI: 10.31897/РМ1.2019.1.3
12. Гаврильчик А.К., Скублов С.Г., Котова Е.Л. Редкоэлементный состав берилла из месторождения Шерловая Гора, Юго-Восточное Забайкалье // Записки Российского минералогического общества. 2021. T. 150. № 2. С. 69-82. DOI: 10.31857/S0869605521020052
13. Березин А.В., Салимгараева Л.И., Скублов С.Г. Эволюция состава минералов при эклогитовом метаморфизме в Беломорском подвижном поясе (на примере о-ва Виченная Луда) // Петрология. 2020. Т. 28. С. 85-107. DOI: 10.31857/S086959032001001X
14. Ашихмин Д.С., Скублов С.Г. Неоднородность состава ксенолитов мантийных перидотитов из щелочных базальтов вулкана Сверре, архипелаг Шпицберген // Записки Горного института. 2019. Т. 239. С. 483-491. DOI: 10.31897/PMI.2019.5.483
15. Chakraborty S. Diffusion Coefficients in Olivine, Wadsleyite and Ringwoodite // Reviews in Mineralogy and Geochemistry. 2010. Vol. 72. № 1. P. 603-639. DOI: 10.2138/rmg.2010.72.13
16. CherniakD.J. REE diffusion in olivine // American Mineralogist. 2010. Vol. 95. P. 362-368. DOI: 10.2138/am.2010.3345
17. JacquetE., Alard O., GounelleM. Trace element geochemistry of ordinary chondrite chondrules: The type I/type II chondrule dichotomy // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2015. Vol. 155. P. 47-67. DOI: 10.1016/j.gca.2015.02.005
18. Jacquet E., Alard O., Gounelle M. Chondrule trace element geochemistry at the mineral scale // Meteoritics & Planetary Science. 2012. Vol. 47. № 11. P. 1695-1714. DOI: 10.1111/maps.12005
19. JacquetE., AlardO., GounelleM. The formation conditions of enstatite chondrites: Insights from trace element geochemistry of olivine-bearing chondrules in Sahara 97096 (EH3) // Meteoritics & Planetary Science. 2015. Vol. 50. № 9. P. 1624-1642. DOI: 10.1111/maps.12481
20. Varela M.E., Sylvester P., Engler A., Kurat G. Nonporphyritic chondrules from equilibrated Rumuruti and ordinary chon-drites: Chemical evidence of secondary processing // Meteoritics & Planetary Science. 2012. Vol. 47. № 10. P. 1537-1557. DOI: 10.1111/j. 1945-5100.2012.01417.x
21. Varela M.E., Sylvester P., Brandstätter F., Engler A. Nonporphyritic chondrules and chondrule fragments in enstatite chondrites: Insights into their origin and secondary processing // Meteoritics & Planetary Science. 2015. Vol. 50. № 8. P. 1338-1361. DOI: 10.1111/maps.12468
22. SukhanovaK.G., SkublovS.G., Galankina O.L. et al. Trace Element Composition of Silicate Minerals in the Chondrules and Matrix of the Buschhof Meteorite // Geochemistry International. 2020. Vol. 58. P. 1321-1330. DOI: 10.1134/S001670292012006X
23. Dutta A., Bhattacharya A., Mishra M. et al. Trace elements and REE geochemistry of olivine and enstatite chondrules in ordinary chondrites: Insights into their cosmochemical genesis // 80th Annual Meeting of the Meteoritical Society, May 2017, Santa Fe, New Mexico, USA. 2017. № 6088.
24. McDougalD., Nakashima D., Tenner T.J. et al. Intermineral oxygen three-isotope systematics of silicate minerals in equilibrated ordinary chondrites // Meteoritics & Planetary Science. 2017. Vol. 52. P. 2322-2342. DOI: 10.1111/maps.12932
25. JacquetE., PirallaM., Kersaho P., Marrocchi Y. Origin of isolated olivine grains in carbonaceous chondrites // Meteoritics & Planetary Science. 2020. Vol. 56. P. 13-33. DOI: 10.1111/maps.13583
26. Marrocchi Y., Euverte R., Villeneuve J. et al. Formation of CV chondrules by recycling of amoeboid olivine aggregate-like precursors // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2019. Vol. 247. P. 121-141. DOI: 10.1016/j.gca.2018.12.038
27. Ruzicka A., Floss C., Hutson M. Relict olivine grains, chondrule recycling, and implications for the chemical, thermal, and mechanical processing of nebular materials // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2008. Vol. 72. P. 5530-5557. DOI: 10.1016/j.gca.2008.08.017
28. JacquetE., Marrocchi Y. Chondrule heritage and thermal histories from trace element and oxygen isotope analyses of chondrules and amoeboid olivine aggregates // Meteoritics & Planetary Science. 2017. Vol. 52. № 12. P. 2672-2694. DOI: 10.1111/maps.129852672
29. Libourel G., Krot A.N. Evidence for the presence of planetesimal material among the precursors of magnesianchondrules of nebular origin // Earth and Planetary Science Letters. 2007. Vol. 254. P. 1-8. DOI: 10.1016/j.epsl.2006.11.013
30. Tenner T.J., Nakashima D., Ushikubo T. et al. Oxygen isotope ratios of FeO-poor chondrules in CR3 chondrites: Influence of dust enrichment and H2O during chondrule formation // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2015. Vol. 148. P. 228-250. DOI: 10.1016/j.gca.2014.09.025
31. Bischoff A., Schleiting M., Wieler R., Patzek M. Brecciation among 2280 ordinary chondrites - Constraints on the evolution of their parent bodies // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2018. Vol. 238. P. 516-541. DOI: 10.1016/j.gca.2018.07.020
32. Суханова К.Г., Кузнецов А.Б., Скублов С.Г. Геохимические особенности хондр метеорита Oрловка (Н5) как свидетельство плавления минералов-прекурсоров // Доклады Академии наук. Науки о Земле. 2022. Т. 504. № 1. С. 28-33.
33. PortnyaginM., Almeev R., Matveev S., HoltzF. Experimental evidence for rapid water exchange between melt inclusions in olivine and host magma // Earth and Planetary Science Letters. 2008. Vol. 272. P. 541-552. DOI: 10.1016/j.epsl.2008.05.020
34. Palme H., Lodders K., Jones A. Solar system abundances of the elements // Treatise on Geochemistry (Second Edition). 2014. Vol. 2. P. 15-36. DOI: 10.1016/B978-0-08-095975-7.00118-2
35. Chondrules: Records of Protoplanetary Disk Processes / Eds. S.S. Russell, H.C. Connolly Jr, A.N. Krot. Cambridge University Press, 2018. 450 p.
36. Hezel D. C., Palme H. The chemical relationship between chondrules and matrix and the chondrule matrix complementarity // Earth and Planetary Science Letters. 2010. Vol. 294. P. 85-93. DOI: 10.1016/j.epsl.2010.03.008
37. Kennedy A.K., Lofgren G.E., Wasserburg G.J. An experimental study of trace element partitioning between olivine, orthopy-roxene and melt in chondrules: equilibrium values and kinetic effects // Earth and Planetary Science Letters. 1993. Vol. 115 (1-4). P. 177-195. DOI: 10.1016/0012-821X(93)90221-T
38. Engler A., Varela M.E., Kurat G. et al. The origin of non-porphyritic pyroxene chondrules in UOCs: Liquid solar nebula condensates? // Icarus. 2007. Vol. 192. P. 248-286. DOI: 10.1016/j.icarus.2007.06.016
Авторы: К.Г.Суханова, младший научный сотрудник, cris.suhanova92@yandex.ru, https://orcid.org/0000-0001-5695-0767 (Институт геологии и геохронологии докембрия РАН, Санкт-Петербург, Россия), А.Б.Кузнецов, д-р. геол.-минерал. наук, директор, https://orcid.org/0000-0002-2959-2922 (Институт геологии и геохронологии докембрия РАН, Санкт-Петербург, Россия), О.Л.Галанкина, канд. геол.-минерал. наук, старший научный сотрудник, https://orcid.org/0000-0003-2761-2835 (Институт геологии и геохронологии докембрия РАН, Санкт-Петербург, Россия).
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
