День рождения

Чтобы установить возраст столь древнего явления, как Солнечная система, требуются радиоактивные изотопы с длительным периодом полураспада (1 миллиард лет и более). Однако мы не можем применить метод простых «накопительных часов», в которых один радиоактивный изотоп распадается на стабильный дочерний изотоп, если мы не знаем, сколько дочернего изотопа было там изначально. Отсутствие геологов, которые могли бы застать формирование Солнечной системы, ставит нас в затруднительное положение. Но разрешить эту дилемму нам позволяет хитрый метод изохрон (буквально «равных времен»). В качестве примера я покажу изохронное построение на основе соотношения Рубидия и Стронция, при помощи которого определяли возраст хондр, а также многих горных пород с Земли и Луны (рис. 15.1). Результаты датирования по свинцово-свинцовому отношению, немного усложненному варианту этого базового метода, показывают наиболее точное время рождения Солнечной системы, и рассказ о них последует сразу же за этим первоначальным объяснением.

Рубидий-87 (87Rb) подвергается стандартному бета-распаду с образованием Стронция-87 (87Sr) путем выброса электрона и антинейтрино; период полураспада составляет 49 миллиардов лет. Проблема в том, что неизвестное количество 87Sr присутствует в образце еще до того, как радиогенные атомы этого изотопа начнут появляться после распада Рубидия. Чтобы решить эту проблему, мы также измеряем количество 86Sr, стабильного нерадиогенного изотопа, в образце. Алгебраические уравнения, необходимые для однозначного установления возраста выборки, указаны в примечаниях3.

Рис. 15.1. Изохронная кривая для рубидий-стронциевого метода датирования. Наклон линии позволяет однозначно определить возраст рассматриваемого минерала, в данном случае по метеоритам, образовавшимся в момент рождения Солнечной системы (см. текст и вставку 15.1 в примечаниях)

С учетом того, насколько долгий период полураспада характерен для Рубидия, с момента возникновения Солнечной системы распалось менее 9 %. Но период полураспада Урана-238 почти идеально соответствует времени, которое мы пытаемся измерить, – 4,5 миллиарда лет. Для метеоритных хондр и CAI наиболее точное время удалось установить с помощью вариации уран-свинцового метода (описанного в главе 9) – так называемого датирования по свинцово-свинцовому отношению.

Напомним, что 238U распадается до 206Pb, а 235U – до 207Pb. Кроме того, существует нерадиогенный изотоп свинца 204Pb. Построив график зависимости 207Pb/206Pb от 204Pb/206Pb (и приняв во внимание очень небольшие изменения начальных соотношений 235U/238U в солнечной туманности), можно построить изохроны и получить возраст CAI из метеорита Ефремовка, составляющий 4567,35 ± 0,28 миллиона лет, тогда как возраст хондр из других метеоритов варьируется от 4567,32 до 4564,71 миллиона лет4. Помимо того что это число легко запомнить (4–5–6–7 миллионов лет назад), оно наводит на мысль, что CAI и самые ранние хондры образовались в одно и то же время – хотя формирование последних, возможно, продлилось дольше, более 2 или 3 миллионов лет. Точность этой даты заслуживает внимания: погрешность в 0,28 миллиона лет из общей суммы в 4567 миллионов лет эквивалентна тому, что вы можете узнать, сколько мне лет, с точностью до 1,5 дня, что невозможно ни с радиоизотопным датированием, ни без него!

Прежде начала

Помимо долгоживущих радиоактивных изотопов, присутствующих в ранней Солнечной системе и помогающих нам определить ее возраст, существуют также продукты распада гораздо более короткоживущих изотопов. Один из тех, чья роль была явно важной (но чье происхождение спорно), – это Магний (26Mg), который образуется при распаде Алюминия (26Al) с периодом полураспада всего 717 000 лет. В данном случае имеет место обратный бета-распад, который приводит к тому, что ядро опускается на одну ступень в Периодической таблице за счет испускания позитрона. Он происходит с выделением очень большого количества энергии и дает 4 миллиона электронвольт (МэВ) за один распад. Кроме того, Магний остается в возбужденном состоянии и впоследствии испускает фотон гамма-излучения с энергией 1,808 Мэ В.

Изотоп 26Al образуется в массивных звездах на различных стадиях ядерного синтеза (см. гл. 16). В редких, очень массивных звездах (масса которых более чем в тридцать-сорок раз превышает массу Солнца), 26Al может быть извлечен из недр и унесен в космос сильными звездными ветрами, характерными для таких звезд на поздних стадиях их жизни. У всех звезд, масса которых превышает массу Солнца более чем в 8,5–10 раз и которые заканчивают свою жизнь во взрыве, их 26Al распределяется по космосу вместе с другими элементами, порожденными звездой. Мы знаем, что эти процессы продолжаются в Млечном Пути и сегодня, поскольку наши гамма-телескопы обнаружили фотоны с энергией 1,8 МэВ от распада 26Mg. Это позволяет заключить, что в любой момент времени в межзвездном пространстве рассеяно около двух солнечных масс 26Al.

Если бы этот изотоп распределялся равномерно, то, учитывая огромный объем нашей Галактики, в любом определенном месте, например – в нашем протосолнечном облаке, находилось бы неизмеримо малое количество 26Al (менее 50 кг во всей туманности). Но поскольку в космологических масштабах времени период полураспада 26Al довольно короток, он не охватывает всю галактику равномерно, а концентрируется в регионах, где формируются звезды.

Единственный изотоп Алюминия, который живет более 10 минут – помимо 26Al, – это стабильная форма 27Al. Таким образом, соотношение 26Al/27Al в ранней Солнечной системе, которое мы можем вывести из современного уровня 26Mg и 27Al, составляет 26Al/27Al = 5 x 10–5 (хотя были получены и другие оценки, в два раза ниже, поэтому есть основания предполагать, что радиоактивные частицы могли распределяться неравномерно по всему диску). Это число интересно, потому что оно потенциально может решить другую загадку ранней Солнечной системы – проблему дифференциации астероидов.

Планета, подобная Земле, накапливает так много энергии от огромного количества планетезималей, падающих на нее во время формирования, что становится очень горячей – настолько, что может расплавить камни и позволить тяжелым элементам собраться в ядре, в то время как более легкие всплывают на поверхность. Это распределение по плотности и есть дифференциация, о которой мы упоминали в главе 12. Но для меньших тел, скажем для астероидов, диаметр которых не превышает десятков и сотен километров, гравитационной энергии, высвобождаемой во время аккреции, недостаточно, чтобы их расплавить, и мы могли бы ожидать, что они будут напоминать не гладкое тело с распределенными элементами, а груду обломков, сложенную из тех самых кусочков, из которых они сформировались. Однако мы находим как чисто металлические, так и чисто каменные метеориты, а значит, даже эти небольшие тела вскоре после возникновения каким-то образом тоже расплавились и провели дифференциацию. Впрочем, есть и другой, достаточно мощный источник энергии – теплота радиоактивного распада.