Massenspektrometrische element-und isotopenhäufigkeitsanalysen zur erforschung der geschichte der meteorite und des planetensystems

InternntionaI 3iiurna~ of Mass Spectrometry and Ion Physics Else-vies Publishing Company, Amsterdam_ Printed in the Netherlands

157

REVUE

MASSENSPEKTROMETRISCHE H&JFiGKEITSANALYSEN D&r, METEORITE UND HANS

ELEM’ZNT-

UND

ISOTOPEN-

ZUR ERFORSCHUNG DES PLANETENSYSTEMS

DER

GESCHICHTE

VOSHAGE

Max-PZanck-Insriitut

ftir Chemk

(Eingegzzngen am 23. F&mar

(&to-Hahn-Insrirut).

Mainz

1958)

ZUSAMMENFASSUNG

Die Erforschung der Entwicklungsgeschichte der Meteorite und der Friihgeschichte unseres Planetensystems durch Element- und Isotopen-H%r@keitsanalysen von meteoritischem Material tihlt zu den reizvollsten Themen der Massenspektrometrie. Die Anwendung der Methoden der pirysikahschen Geochronologie auf die Datienmg von Meteoriten hat ergeben, dass die Meteorite alter sind als alle irdischen Gesteine. Die enge Beziehung der -Meteorite zfl friihesten Geschichte unseres Planetensystems geht besonders aus gewissen P&openh$ri?gkeitsanomalien in meteoritischem Xenon hervor, die auf den Zrfah von heute Hngst ausgestorbenen Radionukliden zuriickgefiiii werden. Durch das Studium dieser Anomalien k&men die stellaren, thermonuklearen Kemsynthescprozcsse datiert und erforscht werden, denen die Materie unseres Planatensystems ihre Existenz verdankt. Massenspcktrometrische Untersuchungen haben unter anderem such die LGsung der alten Frage oath der Herkunft der Meteorite_ d.h.

nach ihren Mutterkiirpern, in greifbare NShe geriickt. Trotz der Fiille der vorliegenden Messergebnisse wartet aber noch eine Vielzahl von Fragen auf Beantwortung.

Mit Sicherheit werden die Meteorite

such daM

ihre Rolle

bei der Er-

forschung unseres Planetensystems und seiner Geschichte nicht a-usgespielt haben, wenn die bemannte Raumfahrt in kommenden Jahrzehnten unseren Laboratorien extraterrestrische Proben bekannter Herkunft liefert. Der Bericht iiber massenspektrometrische Untersuchungen zur Meteoritenforschung erscheint in zwei Teilen. Der erste Teil unfasst im wesentlichen kurze Einf’iihrungen in die Metecrite&unde und in die Tech& der Analyse von Edelgasen sowie einen Bericht iiber die Untersuchungen zur Erforschung der Friihgeschicke unseres Planetensystems, welche u.a. zur Priifung der verschiedenen Theoricn iiber die Kernsynthese untemommen worden sin& Der zweite Teil im n&&ten Heft dieser Zeitschrift behandelt Altersbestimmungen an Meteoriten nach den-Methoden der physikalischen Geochronologie, Untersuchungen iiber Urede&.&e und iiber die Einwirkung der kosmischen Strahlnng auf die Meteorite im interplanetaren

Raum. J. Mass Spectrometry and Ion Physics, 1 (1958) 157-190

158

H. VOSHAGE

ABsrRAcf

The exploration

of the history of meteorites and of the early history of our

solar system by elemental and isotopic abundance analysis of meteoritic matter is one of the most exciting subjects of mass spectrometry. The application of the methods

of physical geochronolo,T

to meteorites

has shown that meteoritic

matter is older than any terrestrial rock. The close relationship of meteorites with the early history of our solar system is demonstrated by certain isotopic anomalies found in meteoritic xecon which are due to the decay of extinct radionuclides. By studying these anomalies the thermonuclear processes of nucleosynthesis in stars by which our planetary matter was produced can be dated and explored_ Investigations by mass spectrometry have also contributed towards a solution of the ancient question of the origin of meteorites, that is, to the question of the meteorite parent bodies. In spite of the large amount of experimental data accumulaEed so far there remain, however, many unsolved problems. It can therefore certainly be said that meteorites will continue to play their role in the exploration of our plare:ary system and its history, even when manned space flight has delivered extraterrestrial samples ct‘ known origin to our laboratories_ This review article on mass spectrometric investigations in meteorite research appears in two parts. The first part largely consists of an introduction to the field of mesoritics and to techniques of rare-gas analysis, as well as a review of recent investigations

undertaken

in order to explore

the very early history of

our solar system and to test various theories of nucleosynthesis. The second part will appear in tte next number of this journal, and wili treat radioactive dating of meteorites and give an account of research on primordial rare gases and of the effects of the cosmic-ray particle irradiation of meteorites in interplanetary space.

1. EWFihiRUNG Nach der Entdeckung

der Radioaktivitat

und der Isotopie

ist es sehr schneli

klar geworden, dass sich die natiirlichen Radionuklide und ihre Tochtemuklide f zur Bestimmung des geoi3gischen Alters von Gesteinen heranziehen liessen. Bereits in den Jahren 1905-1910 wurden die Bleimethode durch Boltwood und die Heliummethode - auf eine Anregun, 0 von Rutherford Fin - durch Strutt (Lord Rayleigh) angewendet- Beide Methoden beruhen darauf. da= Uran und Thorium nach Emission einer Anzahl von a-Teilchen, die sich als Heliumgas ansammeln, in stabiIe Bleiisotope iibergehen. Daher kann man aus der Menge des “radi-xoenen” H4ums oder des “radiogenen” Bleis die Zeit bestimmen, %z w&rend der sich diese beiden Zerfallsprodukte aus dem vorhandenen Uran und Thorium gebiIdet haben. Dasselbe Prinzip Iiegt such den anderen, spHter entwickelten Methoden der physikalischen Geocbronoiogie zu Gmnde, 2-B. der 3. Mass Spectromeiry and Ken Physics, 1 (1968) 157-190

MASSENSPEKTROMETRlE

ZUR

BRFORSCHUNG

DER

159

MEPEORITE

K-Ar-Methode oder der RbSr-MethodeEs ist den Lesem dieser Zeitschrift wohlbekannt, dass u_a_ erst die Entwicklung der Massenspektrometrie in den letzten 20 Jahren den Geologen die Hilfsmittel bereitstellte, die er fiir die zuverBusige und routinem%sige Durchfiihrung von Ahersbestimmungen ben6tigt. Die Untersuchungen von Strutt haben schon sehr friih erkennen lassen, dass man mit der Heliummethode i-a. nur einer Bruchteil des wahren geologischen Alters erhat, weil es kaum Miner-ale gibt, die das radiogene Helium wHhrend geologischer Zeitr&rme festhalten. Das einzige natiirlich vorkornmende Material, dass das radiogene Helium mit Sicherheit nicht verliert, sind die Eisenmeteorite. Die ersten zuverl&igen Heliurabcstimmungen an Eisenmeteoriten wurden 1928 von Paneth u.a.’ pubiiziert. Damit war das Probiem der Altersbestimmungen an Eisenmeteoriten keineswegs gel6s.t. Abgesehen davon, dass die Uran- und Thoriumbesrimmung an Eisenmeteoriten grosse Schwierigkeiten bereitete, stehte sich n&niich spgter heraus, dass es sich bei dem metecritischen Helium gar nicht urn radiogenes Heiium aus dem Uran- und Thoriumzerfail handeit. Vielmehr verdankt dieses Helium seine Entstehung der Zertrihnmerung der Eisen- und Nickel-Atomkeme durch die hochenergetischen Protonen der kosmischen Strahlung, welcher die Meteorite auf ihren hehozentrischen Bahnen im interplanetaren Raum ausgesetzt sind. Dieser Gedanke ist zuerst I947 van Baue? und unabhgngig von Huntley3 gegussert und in den Jahren 1952/53 von Paueth und seinen Mitarbeitem Dalton, Martin, Mayne, Reasbeck und Thomson als zutreffend erkannt worde&‘. Mayne u-am4 haben nWch die Isotopenzusammensetzung dcs aus Eisenmeteoriten extrahierten Heliums massenspektrometrisch bestimmt und einen extrem hohen Anteil an 3He in diesem Helium gefunden: Die 3He/4He-Verh51tnisse lagen f5r die verschiedenen Meteoritenproben zwischen etwa 0.1 und 0.3, w5hrend dieses VerhHltnis fiir atmosph%isches Helium bei 1.2 - low6 liegt. Dies war einer der Beweise dafir, dass es sich bei dem meteoritischen Helium urn “spallogenes” Helium, also durch hochenerge:ische Spahationsreaktionen gebildetes Hehum, handelt. Bei derartigen Kernreaktionen entstehen such aIIe anderen Nuklidsorten - stabile wie radioaktive - mit MassenzahIen unterhalb denen der Eisen-, Nickel- und anderen Nuklide, die in Meteoriten vorkommen. Es dauerte nicht Jange, bis such das Neon in Eisenmeteoriten - durch massenspektrometrische Messungen VOQ Mayne und Reasbeckg - sowie ein Teil des Argons -- durch massenspektrometrische Messungen von Gentner und Z5hringer’, - als spallogen erkannt wurde. Es zeigte sich n%miich, dass die Mengenverh5liItnisseNe/He und Ar/He in erster N5herung konstant waren, obwohl die absoluten Mengen von Probe zu Probe stark schwa&ten; es kommt also nur ein gemeinsamer Ursprung dieser Gase in Frage- Daneben waren es die gefundenen Isotopenh%rfigkei&aromalien, die den Schluss rechtfertigten, es handele sich urn Nuklide, die durch die Einwirkung der kosmischen Strahlung in den Meteodten gebildet worden sind. J_ Mass Spectromerry

and Ion Physics,

1 (1968)

157490

160

He VOSHAGE Blickt

man heute auf die Entwickhng

der Meteoritenforschung der Ietzten

15 Jahre zuriick, dann stelit man fest, dass die Massenspektrometrie bei den erwghnten Pionierarbeiten nicht nur zuf5Ilig eine entscheidende RoIIe spielte. Tats%&lich sind es in besonderem Masse die mit dem Massenspektrometer gewonnenen Erkenntnisse, die der Meteoritenforschung das Attribut einer modernen und aktuellen wissenschafthchen DiszipIin verliehen haben.

2. IHEMA-ITK

DEFt MODERNEN

ME3TEORIl-EKFORSCHIJNG

Bevor iiber die massenspektrometrischen Arbeiten der Ietzten 15 Jahre berichtet werden kann, SOIIdie Thematik der Meteoritenforschung umrissen werden: Zun%hst sei festgestelh, dass es sich bei den Meteoriten urn Material handelt, das aus unserem PIanetensystem stammt. Diese FeststelIung wird weiter unten begriindet und pr5zisiert werden. Dariiber hinaus sei festgesteIIt, dass es sich bei einigcn der wichtigsten Meteoritenarten, n&nIich den Chondriten, urn sehr altcs, “primitives” Material handelt, dessen Studium AufschIuss zu geben verspricht iiber Bedingungen, wit sie w&end der Friihgeschichte unseres Planetensystems herrschten Die H5u@keitsverteiILn1 g der schweren und gleichzeitig schwerBiichtigen EIemente in diesen Chondriten 2hneIt n5mIich in auff5IIiger Weise der HZufigkeitsverteiIung dieser EIemente in der Sonne und in manchen Stemen. Das MateriaI dieser Meteorite kann deshalb nach seiner IsoIierung aus den Regionen unserer G&xie, in denen die Synthese und volIst&niige Durchmischung der verschiedenen Atomarten stattgefunden hat, nicht mehr in grossem StiI komphzierteren chemischen Fraktionierungsprozessen unterworfen gewesen sein; dies ist gemeint, wenn man von “primitiver” Materie spricht. Aus diesen Gtinden steht such der Begriff Nukleosynthese an der Spitze des in Abb_ 1 gezeigten Schemas, in welchem die Geschichte des Phmetensystems und der Meteorite skizziert ist. Das Planetensystem hat dann ein EntwickIungsstadium durchlaufen, das man mit dem Stichwort solarer iVebeZ kennzeichnet sei es, dass sich dieser NebeI urn tin schcn bestehendes ZentraIgcstim herum gebildet hat, sei es, dass Sonne wie Planeten. ctwa gleichzeitig aus dem Nebel hervorgegangen sind. Nach Abkiihlung und iciIweiser Condensation haben sich aus der Mdterie in der planetaren Scheibe des NebeIs durch Akkumulation der kondensierten Materie die PIaneten und MeteoritenmutterkSrper gebildet. Der Vergleich der EIemenm~iuEigkeitenin den “primitiven” Chondriten mit denen in der Sonne zeigt aber, dass nur die schwerfiichtigen Elemente in ihrer urspiingiichec. HStigkeitsverteilung kondensierten. Fhichtige Eiemente, insbesondere Wasserstoff und die Edelgase, sind weitgehend in den Raum entwichen. Es besteht kein Zweifel, dass Meteorite Bruchstticke griisserer planetarischer KSrper, der sogenannten MereotitenmutterkC-per, sind. Chemismus, Mineralogie und Struktur einer VieIzahI von Meteoritenarten sind nur mit der Annahme zu X

_Wzss Specfromerry

and Fan PJzysics, I (1968)

157-190

MASSENSPEKTROMETRIE

Abb. I. uberblick

ZUR

ERFORSCHUNG

iiber die Entwicklungsgeschichte

DER

der Meteorite

hlETEORITE

161

und Einfuhrung einer Zeitskala.

die verschiedenartigsten Prozesse wie z.B. Schmelzen, Zerbrechen, verstehen, lass _ Transportieren, Mischen, Zusammenbacken wirksam waren. Wir fassen diese Prozesse unter dem Stichworr Geoiogie zusammen. Diese Vorgange konnten sich nur in einem Gravitationsfeld abspielen, weiches in seiner Stzrke das volhg unwirksame Gravitationsfeld der einzelnen Meteorite urn vieIe Grossenordnungen iibertrifft. Die meteoritischen Bmchstficke sind erst lange Zeit nach der Konsolidierung der Mutterkiirper entstanden, etwa aIs em Mutterkiirper infolge eines Zusammenstosses mit einem anderenplanetarischen

KGrper zerbrach. Es kann such ein Komet

auf den Mutterkorper aufgeschlagen sein, wobei ein Krater gebildet wurde und die Kraterauswiirfe teilweise als Meteoriten in den interpfanetaren Rawn hinausg?schZeudert wurden. Die Meteorite sind dann auf heliozentrischen Bahnen umgelaufen, die den Bahnen ihrer Mutterkorper jeweils mehr oder weniger Bhneiten. Je nachdem, ob sie sofort in eine Bahn gerieten, die die Erdbahn kreuzte, oder ob sie durch eine StSnmg. also auf Grund eines Be&he-Zusammenstosses mit einem anderen planetarischen K&per in eine solche Bahn geworfen wurden, war ihre Chance, eon der Erde etigefmgen zu werden, und damit ihre Lebensdauer im interplanetaren Baum mehr oder weniger gross. Es ist schon erwfhnt worden, dass sie warend dieser Zeit nachweisbar der kosmischen Strahlung ausgesetzt waren. Die Thematik der Meteoritenforschung umfasst aBe - und xeit .nehr Fragen, die sich aus der Zusammenstellung

in Abb.

1 ergeben kannten, 2-B. den

3. M&s Spdromefry and Ion Physics, 1 (1968) 157-190

162

H. VOSHAGE

detailherten zeitlichen Verlauf der Ereignisse, die Anzahl, Gr&se und Bcschaffenheit der Mutterkoqer, die Art der Losliisung der Meteorite von ihren Mutterkijrpern und vie& andere mehr. Zu einem

grosscn Teil

beziehen

sich die Untersuchungen,

iiber

&e

im

folgenden betichtet werden soli, auf den zeitlichen Ablauf der Ereignisse. Deshalb sind schon in Abb. 1 die SymboIe fiir die wichtigsten Zeitgr&sen - “Zeitspannet?’ dt und “Alter” t - eingetragen, wobei zunzchst noch offen bleibt, durch welche Kriterien und wie gut sich diese Zeitgrossen definieren lassen. Ts ist der Zeit”punkt” des Beginns der Nukleosynthcse unserer planetarischen Materie, TN der Zeitpunkt, in dem ahe Atomkeme dcs solaren NebeIs aufgebaut waren. At, ist also die Dauer der Nukleosynthese. Falls die planetarische und meteoritische Materie ein Teilprodukt der standig in unserer Galaxie ablaufenden Nukieosyntheseprozesse ist, ist ts unter Umst%rden gIeich_dem Alter der Galaxie. t, kann als Alter des Planetensystems bezeichnet werden. Der ngchste, schon wesentlich besser definierbare Zeitpunkt r’ bezieht sich auf die Abkiihlung der metetiritischen MineraIe in den Mutterkorpem. Er definiert einerseits das Alter iM der Mineraie. andererseits das Ende der Zeitspanne Atr, fur die sich der eingebtirgert hat. Vieaeicht w5.re der Name Name “Formationszeitspanne” “Konsolidierungszeitspanne” trcffender gewesen, da es sich urn die Zeitspanne zwischen dem Ausscheiden der planetarischen und meteor-it&hen Materie aus den Nukleos,yntheseprozessen und der Konsolidierung dieser Materie handelt. Tk ist der Zeitpunkt, von dem ab der Meteorit als kleiner K&per im interpIanetarcn Kaum der kosmischen Strahhm g ausgesetzt ist_ Diese Bestrahlungszeitspanne Ark endet im Zcitpunkt Ta dcs Meteoritenfalles auf die Erde. 1, ist das terrcstrische Alter des Meteoriten, das verg!ichen mit den anderen Ahem fast immer ausserordcntlich klein ist: i, < rk_ Man nennt deshaib die Bestrahlungszeitspanne AtE = tk such das Bestrahlungsaher des Meteoriten. t, ist also das Alter des Meteor&en als kleines Fragment seines Mutterkiirpers. T. ist der Zeitpunkt der 1Meteoritenuntersuchung im Labor.

3. EINIGES AUSDER

MET’ECNUTENKUNDE

In &em in Tab. i gezeigten Kiassifikationsschema der Meteorite werden zungchst die relativ “primitiven” Chondrite, die die nichtfliichtigen Elemente in etwa solarer H&rfigkeitsverteiiung enthalten, von den “fraktionierten” Meteoriten unterschieden, deren Material durch Schmeiz- uod chemische Fraktionierungsvor@nge wahrscheinlich aus chondritischem Material hervorgegangen ist. Bet den Chondriten handeit es sich urn Steinmeteorite mit einem relativ hohen Eisengehd: van etwa 25 %, der teiIs metzilisch, teiis als Oxid oder Eisensuhid (Fe& Troili:) vorliegt. Der Name Chondrit leitet sich vom Gehalt dieser Meteorite an Chondren ab, Kiigelchen von etwa 1 mm Durchmcsser, von denen 3. Mass Specrrome~

and hz P&-sicsw 1 (1968) i 57-190

MASSENSPEKTROMETRIE TABELLE

ERFORSCHUNG

.

K3_,sSSlFtZ.IERUXG

DER EISN

(D&en

H~;~GKEITEX_

MEt-EORITE

*he),

AN

MtT

DER

HAUFTMIhERALE.

(FeS) f_sD AN cnvon Wood’O und Hey”)

~~01u-r

gdsstenteils

Kiasse

Eauptklasse

ANGARE

163

DER METEORITE

1

~~SALUSCHEM

“Primitice” Chondiite

ZUR

Hauptminerafe

. DER


GJ3’ICHTSANTEILE

SOWE

hfrr

ANGXBE

Fe,et

FeS Fetot Anxhl

(%I

e/o)

(%I

total

do~on Fzlt?

20 17 7 2

10 6 6 4

30 27 23 20

I014 17 408 450 49

625 11 225 274 39

Meteorite Enstatit-Chondrite Bronzit-Chondrite Hypersthen-Chondrite Amphoterit-Chondrite Pigeonit-Chondrite kohIige Chondrite

“Fraktionierte” Achodrite

Enstatit. Oligoklas Bronzit, Olivin Olivin, Hypersthen Olivin. Hypersthen

Olivin, Oligckhs. Pigeonit Serpentin, OZvin. H:O. C. S

2

4

26

15

15

0

c

25

20

20

Enstatit. KIinoenstatir Olivin, Pigeonit Hypersthen, Plagiokias Hypersthen. Plagiokla, Pigeonit, Plagiokias Diopsid, Olivin

2 8 1 0 1 0

1

4 18 12 12 12 15

68 8 3 8 14 29 2

59 7 2 8 12 26 12 4

Mereorife Aubrite Ureilite Diogenite Howardite Eukrite Nakhliie

1 1 1 0

Pallasite M-ideritt

50 % FeTGi, 50 72 Olivin 50 Y_ FeNi Hypersthen. Anortit, Oiivin

50

1

55

45

3

55

25

7

FefNi(f.5-6 %) Fe’Ni(5.5-6.5 %) FefNi(6-7.5 %) FefNi(6.5-10 %) Fe+Ni(7.5-12 %) Fe+Ni(> IO %)

93 88 88 89 85 82

93

627 8!

43 7

120

6

215 89 42

14 4 1

Eisenmeteorite Hpxaedrite kamige Hexaedrite grobe Oktaedrite mittlere Oktaedrite feine Oktaedrite Ataxite

annimt,

dss

es

1

70 43

Stein-Eisen-M-

man

AN DER

sich einmal urn fltissige Silikattriipfchen

92

4 2 I

92 91 89 82

1

gehanast

hat, die

schnell abkiihlten und erstarrten. Die Chondrite bestehen aus einem zusammenvon KGrnem aus Eisen-Magnesiumgebackenen Gemenge van Chondren, Silikaten und von gr6beren Metall- und Troilitpartikeln. Vom Standpunkt der Petrographic sind sie also alles andere als “primitiv”. .Ve nach seinem Miueralbestand rechnet man einen Chondriten einer der in Spalte 2 der Tab. 1 aufgeziihlten Klassen N, von denen die Hypersthen- und die Bronzit-Chondrite bei weitem am hsuligsten vorkommen. Die relativ seltenen kohligen Chondrite sind wegen ihres hohen Gehaltes an Wasser (bis zu 20 “/,), Kohienstoff (bis zu 5 %) und Kohlenwasserstoffen besonders bemerkenswert. J. Mass Spectrometfy and lor: Physics, 1 (1968) 157-190

H. VOSHAGE

If3 Bei den “fraktionierten” n%emd

in

soIarer

achondritischen

Steinmeteorite

meteoritenDie Achondrite

Meteoriten,

H%@keitsverteiIung von

die die

EIemente

enthalten,

den Eisenmeteoriten

sind arm an metallischem

such

nicht

an-

man

die

unterscheidet

und den Stein-Eisen-

Eisen und an Sulfiden. Wahr-

scheinlich hat sich die achondritische Materie beim AufschmeIzen chondritischer Materie aIs metal& und suLfidarmes Magma gebildet, wahrend das fltissige Metall unter dem Einfluss der Schwerkraft

an anderer Steele zusammengelaufen

ist, wo

es aIs Ausgangsmaterial der Eisenmeteorite erstarrte. In der Tat %neln die Achondrite oft irdischen Erstarrungsgesteinen, wie Basalten und Gabbro. AlIerdings ist das grobkristalline achondritische Magmagestein me&ens zunachst zerbrochen und zermahien worden, ehe es endgiihig wieder zusammengebacken wurde. Die :xkannteste Hauptklasse der Meteorite stellen die Eisenmeteorite dar_ Auch bei &nen kennt man verscbiedene Klassenr Die Hexaedrite sind (wenn iiberhaupt) nach den FIBchen eines Hexaeders spaltbar und bestehen ganz aus kubisch-raumzentrischen Nickeleisen (Kamazit) mit einem Nickelgehalt von etwz 5.6 %_ Die Oktaedrite zeigen im Schnitt und nach dem &en die bekannten Widmanst&tenschen Figuren, weii sie durcbsetzt sind von einer Vielzabl von parallel zu den Flgchen eines Oktaeders orientierten, im iibrigen aber kreuz und quer ineinandergeschachtelten Einkristallplatten aus nickelarmen Kamazit, die umhiillt sind von einer mehr oder weniger dicken Schicht aus nickeIreichem kubischfliichenzentrierten Nickeieisen (Taenit). Die Dicke der Platten bestimmt, ob ein Oktaedrit zu den feinen, den mittleren oder den groben Oktaedriten getihlt wird_ Die Ataxite (“Ungeordneten”) weisen nach dem Schneiden und Atzen keine augenfage Struktur auf und zeichnen sich durch ihren hohen Nickelgehalt van 10 bis 30 t/, aus_ Bei den kSmigen Hexaedriten handelt es sich m-neinen u bergangstyp zwischen den normalen Hexaedriten und den groben Oktaedriten, bei denen der Kamazit in Form von ziemlich groben und unregelm%sig geformten Kijmern vorkommt. Die Stein-Eisen-Meteorite eisen-Phase (Olivin)

und reiner Sihkatphase

in Form

einer VielzahI

eckigen Fragmenten erwecken

stellen ein grobes

dar. Bei den PalIasiten

von etwa 5 mm grossen

in eine Matrix

den Eindruck,

Gemenge

aus Nickeleisen

aIs sei fliissiges Nickeleisen

von reiner Nickelist die Silikatphase

runden Tiopfen

eingebettet.

in achondritische

triimmer eingedmngen und dabei erstar-rt. Eine wichtige Frage ist, wie ernst die in Spalte 2 der Tab. Idassifizienmg

zu nesmen

oder

Die Mesosiderite Gesteins-

1 erfolgte

ist oder wie weit sie nur das Resultat

Unter-

iibertriebener

Freude am KIassifizieren ist. Eine Antwort darauf geben die Abb. 2 und 3. In Abb. 2 ist der Anteil des als Metali oder Suifid vorliegenden Eisens gegen den Anteil des im Silikat gebundenen Eisens in einer Vieizahl von Chondriten aufgetragen. Die Messpunkte h&fen sich in engen Bereichen des Diam. J_ hioss Spectrometry and Ion Pkysics, 1 (i965)

157-190

MASSENSPEKTROMETRIE

Abb. 2. Klasseneinteilung

ZUR

ERFORSCHUNG

DER

METEORITE

der Chondrite auf Grund des Oxidationszustandes

Xbb. 3. Chemische Kksseneinteihmg der Eisenmeteorite und Germanium. Wasson u. a_lJ--16_

auf Grund

I65

von Eisen. Masod=.

ihres Gehdtes

an Gallium

Beziiglich des Oxidationszustandes van Eisen zerf2llt die Hauptklasse der Chondrite also in eine kleine Anzahl van natiirlichen, “chemischen” Klassen. Ahnlich wie bei den Chondriten last sich such fiir die Achondrite eine chemische IUassifWerung durchfi&ren, die der mmeralogischen Klasseneinteilung vollkommen entspricht. In Abb. 3 sind fur eine Vielzahl von Eisenmeteoriten die Gehalte an Gallium und Germanium eingetragen. Demnach gibt es eine relativ geringe Anzahl sogenannter “Ga-Ge-Gruppen”, die mit r&n&hen Zahlen evtl. unter Beifiigung eines Buchstabens bezeichnet werden und jeweils nur Meteorite mit sehr Hhnlichen chemischen und strukturellen Eigenschaften enthalten. Ein grosser Teil aller Eisenmeteorite liisst sich einer dieser Ga-Ge-Gruppen zuordnen, aber es gibt such Aussenseiter und unlclare F5tle. Wenn such eine restlos befriedigende Deutung der Existenz scharf ausgeptigter Meteoritenklassen ncch nicht gelungen ist, so ist doch der Scbluss erlaubt, dass nur eine recht begrenzte Anzahl deutlich verschiedener Quellen wesentlich zur Lieferung der Meteorite beigetragen hat. Miiglicherweise entspricht jeder einzelnen Quelle such ein einzelner Mutterkiirper. Die gute Ubereinstimmung- der Ga- und Ge-Analysenwerte fti die Eisenmeteorite der GaGe-Gruppen III oder IVa ist - wie sp5ter noch genauer begriindet wird - nur so zu deuten, dass die Meteorite jeder dieser beiden Ga-Ge-Gruppen jeweils aus einer einzigen zusammenh5ngenden Nickeleisenmasse stammen. Es muss J. Mass

Specrromerry ard Ion Phpics,

I (1968)

157490

166

H. VOSHAGE

aber darauf hingewiesen werden, dass alie diesc Meteorite zu ganz verschiedenen Z&ten auf die Erde gefallen sind, also nicht nur Mitglieder van einzelnen Meteoritenschauern sind. Im Vorangehenden sind nur Tatsachen aus der MeteDritenkunde erw&hnt worden, die zum Versttidnis des Folgenden unmittelbar benstigt werden_ Ausfiihrliche Einfiiiingen in das Gebiet sind von Heide”, Mason” und Wood” geschrieben worden. Das von Meteoritenforschern am hiufigsten zu Rate gezogene Buch ist der “Cataiogue of Meteorites” von Hey”, der eine alphabetische AufzShhmg tier Meteorite mit Daten iiber den Fundort, die Umstinde des Falles

bzw. Fundes, iiber die Klassifikation und eine Unzahl weiterer niitzlicher Informationen enth%_

4. APPARATUREN EDELGAsE?r

AUS

UND

METHODEX

FijR

DIE bL4SS~SPEKTRObi~SCHE

ANALYSE

VON

MJXEORITi3S

Neben den schon in der Einleipang r‘rw2hnten radiogenen und spallogenen Edelgasen enthalten die meisten F/feteorite izsh anderc Edelgaskomponenten, die erst in den vergangenen 10 Jzhren bei massenspekrlometrischen Analysen entde&t wurden_ Sie wurden Gegznstand interessanter Untersuchungen, iiber die ig den folgenden Abschnitt:n berichtet wird. Die Konzentrationen dieser EdeIgase sird meist Husserstklein; typische Werte sind 10-4-10-” cm3 NPT/g Meteorit. Ihr : Identifizierung und E rforschung war vor allem auf Grund folgender Umst2nc’e mSglich -And erfolgreich: Erstens ist der Edelgasanteil der Materie dcs solaren X&L bk; auf ~ezLg:r 2este in den Weltraum entwichen (Abb. 1) und stellt daher in den Meteoriten einen Anteil dar, der die anderen Edelgaskomponenten mengenmtisig aur selten tiberLifTt_ Zweitecs lassen sich Edelgase in diesen kleinen Konzentrationen relativ gut extrahieren, von unedlen Gasbestandteilen reinigen, in Uhrahochvakuum (uI~T)-Apparaturen handbaben und in empfimil.ichen uHv-Massenspktrometen

L analysieren.

Fiir die Extraktion, Reinigung und Analyse der Edelgase sind verschieclenartige Apparaturen und Verfahren enr
geheizt werden. Die Proben von La. einigen 100 mg werden in einem Molybd2n(bei Steinmeteoriten) oder in einem Al,O&%nterkeramik-Tiegel (bet Eisenmete&ten) zunschst zur Beseitigung adsorbierter atmosphticher Gase I5ngere Zeit bei etwa 100° vorgeheizt- Signe?6 verzichtet zur Vermeidung van Edelgasverlusten auf das Vorheizn und l&t stattdessen nzch dem Evakuieren fiir 30 f- MarsSpecfromerry anrlIon Pkysics, 1 (1968) 157-190

MASSENSPEKTROMETRH?

ZUR

ERFORSCHUNG

DER

METEORITE

167

Abb. 4. Appaatur fiir die Extraktion. Reinigung und massexqe.ktrometrischeAnalyse von He, Ne und Ar aus Metuxiten. Signer und NieP.

Abb. 5. Apparatur & dieExtraktion, Reiuigungund Abfiillungvon Edelgasproben. Geiss u. a.‘*.

Minuten reinsten Stickstoff von Atmosphtiendruck in den Extraktionsraum ein. Diese Stickstoff-Spiilun g reduziert die adsorbierten atmosphtischen Gase wirkungsvoller als 1FmgeresEvakuieren bei leicht er h&ter Temperatur. Zur Extraktion der Gase werden die Proben auf eine TemFratur van LSOO-2OOW gebracht. Eisenmeteorit-Proben miissen vollst%ndig verdampft werden. Die Heizung geschieht durcb Hochfrequenz oder Stromdurchgang durch geeignete HeizeIemente. Meistens k&men ohne Beliiftung der Apparatur mehrere Proben nacheinander in den Tiegel eingefti

werden.

168

H. VOSHAGE

Die Retigung der Gase erfolgt durch Gzttem in ofen, die mit Calcium, Kupferoxid, Titanschwamm, TitanfoIie oder einer PzdIadium-KupferoxidM&hung beschickt sind_ Bei der Extraktion von Edelgasen aus Eisenmeteoriten verwendete z-B_ Begemann22 die folgende Prozedur: W-end der Extraktion geschah die Reinigung durch Pd-CuO bei !3OO”,Ti-Schwamm bei 800” und Ti-FoIie bei 4UfY’. 5 min nach Beendigung der Fxtraktion wurde das Pd-CuO, 10 min spzter der Ti-Schwamm abgekiihlt, gleichzeitig die Ti-FoIie auf 800” aufgeheizt und nach weiteren IO min ebenf&Usabgekiihlt. Die Gase wurden schliesslich etwa

70 min nach Beginn der Probenaufheizung in das Massenspektrometer, in diesem Fall ein Omegatron, eingekassex

Me&ens werden 6O”-SekzorfeId-Massenspektrometer aus Metall oder Glas verwendet, die fIir stat&hen Betrieb gee&net, d-h. ausheizbar und so gut dicht sind, dass sie iiber Stunden mit geschlossenen Pumpventilen betrieben werden kiinnen, ohne dass sich der Untergrund stiirend bemerkbar macht. Die Gase werden durch 6ffnen des Verbindungsventils auf einmal in das Spektrometer hinein expandiert. Nachdem voiIst&diger Druckausgleicfi fir alle Gaskomponenten abgewartei ist, wird das Verbindungsventil wieder geschIossen, so dass die EdeigasanaIyse und die Vor bereitun g einer neuen Extraktion gleichzeitig erfoIgen und die Apparatur optimal genutzt werden kann. Massenspektrometer aus GIassind von Reynolds”’ ausfiihrlich beschrieben worden. Das Ablenkrohr wird in einer Kohleform geblasen. Die Erzeugung einer Ieitf%igen Oberf&chenschicht auf der Innenflgche erfoIgt, indem man ein Gemisch aus Zinntetrachlorid-Dampf und feuchter Luft durch das auf einer Temperatur von ca. 400” beIindIiche Rohr Ieitetund Jann das Rohr pI6tzIich abkiihlt2*. Dabei bildet sich ein stabiler Ieitender Film, der wahrscheinlich aus einem Zinnsuboxid besteht. Zum Ionennachweis werden neben einfachen AufY&gem meist offene Sekund&eIektronenvervielfa&er der Bauart AIIexz9 benutzt. Reynolds gibt an, dass in seinem Spektrometer noch O-5 - lo6 Atome eines Xenonisotops bzd 14 - 106 Atome 36Ar nachgewiesex

werden k6nnen. Auch andere Autoren geben Nachweisempfindlichkeiten an, die in diesen Griissenordnungen liegen. Neben IsotopenhButigkei:-zmalysen werden vor aUem Absoiutbestimmungen der Edelgaskonzentrationen durchgeftihrt. Zu dem Zweck kiinnen mittels kleiner AmpuUen, die unter Vakuum atigeschiagen werden kSnnen (HersteUung siehe Reynolds und Spira30), oder rittels Gaspipetten, wie sie z.B. von Goebel ~.a.~‘, von Heymann und KeuT3’ oder von Bieri und Koide3’ beschrieben wurden, kleine Mengen von Isotopenspikes in das Extraktionsvolumen eingelassen und der zu bestimmeuden Gasprobe beigemischt werden. Die Absolutbestimmuzlg kann aber such durch eine Bestimmung der Spektrometerempfindchkeit, d-h. nach der “Ausschlaginethode” erfolgen, indem vor und nach der Analyse der Probe bekannte Edelgasmengen eingefassea werden. Die Edelgase werden aber nicht immer direkt nach ihrer Extraktion auf einmal in das Spektrometer eingelassen. Durch SeIektiveAdsorption an Aktivkohle L

Mass Spectrometry and Ion Phjtsics, 1 (1968) 157-190

MASSENSPEKTROMETRIE

ZUR

ERFORSCHUNG

DER

METEORlTE

169

oder Zeolith unter Verwendung verschiedener Kaltebader kann eine vollstandige oder teifweise Tfznnung der EdeIgase erreicht werden, so dass die leichten Edelgase zuerst, die schweren spater gemessen werden k6nnen’8*23*25*26. Daher k6nnen die Edelgase such in zwei verschiedenen Spektrometern analysiert werden, van denen das eine bcsser fiir die leichten, das andere besser fiir die schweren Gase geeiguet ist26. Die Gase kSnnen such in Probenrohrchen hineingedriickt und abgeschmolzcn werden (Abb. 5). Die Probenriihrchen werden dann zusammen mit Eichampullen in eine an das Spektrometer angeschlossene Ampullenzertriimmerungsapparatur eingesetzt. In diesem Fall ist eine zus&liche Gasreinigung z.B. mit heisser Titanfolie und einer heissen Pd-CuO-Mischung im EinIassteil des Spektrometers notwendigVon besonders grosser Bedeutung ist cias Verfahren der fraktionierenden Gasextraktion unter stufenweiser Erhiihung der Probentemperatvr. Dabei wird die Meteoritenprobe jeweils etwa 1 Stunde lang auf konstanter Temperatur geha!ten, und die Gase werden danach in das Massenspektrometer eingelassen; dieses Verfahren wird fortgesetzt, indem die Temperatur der Probe von Mal zu Mal urn vielleicht lOG200” gesteigert wird. Man kann bei derartigen Versuchen erkennen, ob ein Meteorit von einer Edelgasart mehrere Komponenten enthalt, die im Meteoritenmaterial verschieden stark gebunden sind und sich daher bei der Extraktion teilweise entmischen. SpalIogene Edelgase sind z. B. ziemlich homogen im Inneren der einzeinen Mineralkiimer verteiit und entweichen daher bei wesentbch haheren Temperaturen ab, die sogenannten Uredeigase, die zum Teil wahrscheinlich infolge von Adsorption, zum Teil aber such deshalb in der Oberfiachenschicht der Mineralkiimer angereichert sind, weil sie als positive Ionen aus dem Sonnenwind mit einer Energie von wenigen keV in diese OberBBchenschicht hineingeschossen wurden.

a 6 4 2 0

6. Korrelationsdiagramm =ONe]EN+-xNe/zNe Kir Fraktionsn van Neon, die durch fraktionierende Edelgasextraktion unter stufenweiser Erhiihung der Temrxxatur einer Probe des

Abb.

Meteoriten Renano gewonnen wurdec; zahfen: Probentemperatur in ‘C- Reynolds und TumeF. J. Mass Spec!rome.iry

MASSPEC

1-k

proof

5

and Ion Physics,

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170

H. VOSHAGE

Abb. 6 zeigt die Ergeb&sse eines derartigen Versuchs ftir die NeonIsotope aus dem Steinmeteoriten Renazzo. Das Ergebnis, dass die Messpunkte in einem 2*Ne/22Ne-2’Ne/22Ne-Diagrunm angeaghert auf einer Geraden iiegen, wird folgendermassen gedeutet: Dieses Neon setzt sich aus zwei Neonkomponenten mit verschiedenen Isotopenh&figkeiten zusammen, nsmiich aus spdlogenem Neon mit “Ne I “Ne : “Ne sz I I 1 : I und einer Komponente, die wir vorl&&g als “Umeon” bezeichnen woJlen und die eine Isotopenzusammensetzung hat, welche der des atmosph%ischen Neons shnlich ist, wenn such die 2oNe/22Neund 21Ne/22Ne-VerhZiltnisse merklich klciner sind. Bei den tatsgchlich extrahierten Probe3 handelt es sich -XXINeon, in dem diese Kompor;enten in verschiedenen Verhatnissen gemischt vorkommen. Immer, wenn man es mit einem EIement mit mindestens drei Isotopen A, B, C und zwei Komponenten I, 2 dieses Elementes mit verschiedenen Isotopcnhsufigkeiten zu tun hat, liegen die Isotopenverhgltniswerte ftir Mischungen dieser Komponenten in einem A/C-B/C-Diagramm auf einer geraden Linie, die die entsprechcnden VerhaI’tiswerte fiir die reinen Romponenten verbindet- Hat man die Vermutung, dass ein Element mit mind&ens drei Isotopen aus zw i verschiedenen Komponenten unterschiedlicher Isotopenzusammensetzung besteht, dann wird man durch fraktionierende Extraktion dieses Elemenzes verschiedene Fraktionen herzustellen versuchen und priifen, ob sich die Isotopenzusammepsetzungen der Fraktionen voneinander unterscheiden und ob die Isotopenha’icfiggk~er~z~ltnjsse linear korreliert sind. Handelt es sich urn drei oder mehr Komponenten, so iiegen die IsotopenverhZtniswerte ailer mSgIichen Mischungen in einem KorreIationsdiagramm in einem Drei- oder Vieleck, dessen Ecken durch die VerhZitniswerte der reinen Komponenten gegeben sind3q*35_ IJeben der Extraktion durch Schmelzen und VerdarqGn der Meteoritenproben wird die Extraktion von Helium und Neon mancfimal such durch AufZt%ungin geeigneten L&swzgsmitteZn unter Vakuum durchgcfuhrt. Das Helium und Neon wird dann in ein trvielstigen Trennkolonne durch fl!aktionierendeAdsorption und Desorption an AktivkohIe bei der Temperatur des siedenden Stickstoffs von alIen anderen Gasen und voneinander getrennt, mit einem sehr empfindlichen W%meIeitf%igkeitsmanometer mengenmeig gemessen und fti die massenspektrometrische Isotopenh%Qkeitsanalyse in Ampullen abgeftilit. Diese Methoden sind urspriinglich von Paneth und seinen Schiilern entwickelt36*37, von Chackett u.a.38 ausfiihrlich beschrieben und in der Folgezeit von Ebert, W&&e und Mitarbeitem St&dig weiterentwickelt worden3’. Die Trenn- und Messmethoden kijnnen seIbstverst5milich such in Verbindung mit einer Gasextraktion lurch Hochfrequenzerhitzung der Proben verwendet werden, wie 2-B. von Hintenberger u.a.4o beschrieben wurde. E!ei Untersuchungen iiber den Edelgasgehalt der Steinmeteorite taucht manchmal das Problem auf, dass Helium und Neon in den einzelnen Hauptmineralen getrennt gemessen werden miissen- Vilcsek und W5nke4’ haben ein Js Mass Spectrometry

and Ion Physics,

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157-190.

MASSENSPEKTROMETRIE

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ERFORSCHUNG

DER

171

METEORITE

T.MSELLE 2 VERWENDEi-EX SPEZKFIXH WXRKENDEN Li%UNG shUT-iXL UND DIE VON VILCSFR UND W&XE= DA?? AUFGEXIiLOssEbii _htEXEORITIscHEN MIWXALBE.SrAPiPEILE LCsu~gsmittel

In L&ung

gehende

I&O augesiuert @H = 4) CuCl,KCl Brz HCl (1 : 1) Riickstand

Lawrenzit (Fe, Ni)CI,; Oldhamit (CaS) Eisennickelphase(Fe, Ni) Troilit (FeS) Olivin (Mg Fe), SiO, Pyroxen (Mg, Fe; SiOJ und FeIdspate

DIE

Minerale

Verfahren entwickelt, bei dem die verschiedenen Mineralbestandteile nachgel&t werden. Tab. 2 gibt einen einander in spez$.rch wirkenden%szuzgsmitteZn Uberblick iiber diese Losungsmittel und die damit in Losung gehenden Minerale. Natiirhch muss man die Einwirkungsdauer der Reagenzien der mineraiogischen Zusammensetzung des Meteoriten anpassen.

5.

VERGLEICH

DER

FORMATIONSZEI-I-SPANNiN

VERSCHIEDENERMl3-EORIl-ENACH DER

‘291-‘29Xe-w3-HoDE I

Wir beginnen den Bericht iiber massenspektrometrische Arbeiten in der Meteoritenforschung mit der Eriirterung von Untersuchungen, die in der Hauptsache von Reynolds und Mitarbeitern in Berkeley vorangetrieben wurden und die Formationszeitspanne At, der Meteorite betreffen (vergl. Abb. 1). Im Jahre 1960 verijffentlichte Reynolds42 das in Abb. 7 gezeigte Massenspektrum einer Xenonprobe, welcfie er aus 7 g des Chondriten Richardton extrahiert hatte_ Beim Vergleich der Isotopenzusammenset.zung dieses Xenons mit der von atmosphtischem Xenon fat auf, dass vor allem ‘2gXe in der meteoritischen Probe stark angereichert ist_ Der aberschuss entspricht in diesem Fall einer 12’XeKonzentration von I-6 - 10ml’ cm3 NPT pro Gramm des Meteoriten. Inzwischen sind derartige 12gXe-‘USerschiisse in einer VielzahI weiterer Meteorite nachgewiesen worden. Hierbei und bei Untersuchungen, bei denen die Extraktion fraktionierend unter stufenweiser Probenaufheizung erfolgte (Abschnitt 4), wurde erkannt, dass es sich bei dem ’ 2gXe-Uberschuss urn eine unabh%gige Xenonkomponente handelt, die nichts mit den anderen aus Abb. 7 ersichtlich&r HSmigkeitsanomalien des Xenons zu tun hat. Bei der Xenonextraktion unter stufenweiser Probenaufheizung zeigten sich n%nlich starke unkorrelierbare Schwankungen des 12gXe/ ’ 32Xe-VerhShnisses23=43_ Merrihue43 hat fiir eine Xenon&a&ion aus Chondren des Meteoriten Bruderheim sogar em ‘2gXe/‘32Xe-Verh51tnis von 9-6 gemessen. Auf Grund von Vorarbeiten verschiedener Autoren44-4g hatte Reyn01ds~~ sofort eine ErklSrueg ti die ‘2gXe-Anomahe bereit: 12’Xe ist das Produkt des J. Mass

Specrrometry

and IOR Physics,

I

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172

H. VOSHAGE

Abb_ 7, Massenspektnun van Xenon aus dem Meteoriten Richardtoxx Die horizontalen Linien entsprechen den IsotopenhZtigkeiten in atmosph5rischem Xenon. Die geneigte Linie zeigt den zeitlichen Verlauf der Linienh6he bei der Massenzahl 132. ReynoldsaZ.

j!Gzerfalls von “‘1 eines Radionuklids xnit einer Halbwertszeit T+ = 17 - 10” a, welches zweifellos h der Nukleosynthese zusammen mit dem stabilen Jodisotop 12’1 erzeugt wordea sein muss. Der Halbwertszeit entsprechend gilt fiir die “Zkhntelwertszeit” ein Wert von T’& = 3.32 - T+ M 56 - lo6 a. Das 1291~127iVerhStnis hat also seit der Entstehung des Jods vor mindestens 4.5 - lo9 a - dies ist etwa das Alter der Erde und damit das Mindestalter der EIemente in unserem Plsnetensystem - in jedem Zeitintervall von 56 - lo6 a urn eine Grkenordnung abgenommen und macht &her heute h&h&ens den 10-4500/56ten Teii des urspriinglichen VerhSkkses zur Zeit oder direkt nach Beendigung der Nukleoist praktisch vol.lstkxIig synthes~ des Jods aus. Die natiirliche ‘29EAktivitSt erloschf n _ offensichtlich zu jener erstaunkher ist es, dass die ‘2gI-AktivitZt Zeit, noch nicht ganz erloschen war, als sich die Chondrite unter die Temperaturschwelle abkiihlten, unter der einzelne Mineralkemer in den Chondriten chemisch vollkommen abe--hlossen wurden, so dass selbst das ziemlich Sichtige radiogene lzgXe aus dem 2erfal.l des “‘1 in den Mineralk6mem festgehalten wurde. Denn offensicfttlich ist das Ergebnis der Xenonextraktionsversuche, bei denen die Temperatur stufenweise erhSht und bei der von Fraktion zu Fraktion verschiedene f2gXe/‘32Xe-VerhSltnisse gemessen wurden, nur so zu verstehen, dass sich das radiogene‘ 12’Xe aus dem 12gI-Ze&xll mit dem anderen Xenon vor der AbUmso

d. Mass Spec&=omeiry aTd Ion Fhysiks, 1 (1968) 157-190

MtiSSENSPEKTROMETRIE

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ERFORSCHUNG

DER

METEORITE

173

kiihhmg der Chondrite nicht vollstZndig durchmischen konnte, dass also ein merklither Teil des 12gI erst nach Abkiihlung der Meteoritenminerale in den Mineralkomem selbst - also “in situ” - in das ‘*‘Xe zerfallen ist. Die Meteoritenminer-ale haben sich also erstaunlich kurze Zeit nach der Nukleosynthese von ItsI abgekiihlt. Den Beweis flur die Richtigkeit dieser Auffassung hat ein von Jeffery und Reynoldsso untemommenes Experiment erbracht. Eine Probe des Chondriten Abee wurde ISngere Zeit einer s+&rken Neutronenbestrahlung ausgesetzt. Dabei wurde durch die Reaktion rz71(n, yb)12*Xe aus dem stabilen “‘1 eine zus%zliche Menge von lz8Xe produziert. Das Xenon wurde danach unter stufenweiser

I

i

I

I

Abb. 8. Fraktionierende XenonextraktioG aus einer mit Neutronen bestrahlten Probe des Meteotiter. Abet: Abhzngigkeit der freigesetzten &xschussmengen an ‘WXe (von (n, y) an l*?i), l%Xe (vom Zerfall van ausgestorbenem zzri) und lJIXe (von (n, y) an 130Te) in den einzelnen Xenonfmktionen von der ESraktionstemperatur- Jeffery uud Reynoldsso.

Probenerhitzung extrahiert Abb_ 8 zeigt, dass der bestrahlungsbedingte ‘**Xestammt, dem ‘2gXe-~berschuss in allen Xenonoberschuss, der vom ‘*‘I Fraktionen proportional war, die bei Temperaturen iiber 700” extrahiert waren. ist also eindeutig Der ‘*%&berschuss in den “Hochtemperaturmine&len” mit dem Jodgehalt dieter Minerale korreliert, er stammt tattichlich aus dem in-situZerfall von ‘*‘I_ L Mass Spectrotnetry and

ion Physics,

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174

H. VOSHAGE

Der Befund dieses und Ihnlicher spiterer Versuche23s33*f1*52,dass die ’ fgaXe/‘2*N Xe-Verh5ltnisse (R steht fiir radiogen, N fiir “neutronenproduziert”) in aUen Hochtemperatur-Mine&en eines neutronenbestrahlten Chondriten iibereinstimmten und-gleich einer Konstanten K waren, i%st sich nun mathematisch folgende,rmassen interpretieren: “9Rxe

K=-_-__-----_ 128NXe

‘29Rxe 1271

1271

lZ71

1 28Nxe

TM

=

-

- i2a:*xe

exp(-At&)

-

(1)

TN

Hier bedzutet Thl den Zcitpunkt (vergl. Abb. I), von dem ab die HochtemperaturMinerale beziiglich der Elemente Jod und Xenon chemisch abgeschlossene Systeme wurden, so dass a&s RI jener Zeit in ihnen vorhandene 12’1 heute als radiogenes IzgRXe in ihnen wiedergefunden wird. (12gI/127i)rM h5ngt natiirlich davon ab, wie gross das Verhatnis ( 12gI/127i)r?rzu jener Zeit 7& war, als die Nukleosynthese von “‘1 f%r den Teil der Materie des sola?-en Nebels beendet war, aus dem sich die Meteorite gebiidet haben. (12gi/1z71)r~~ h5ngt ferner besanders empfindfich von der “Formationszeitspannl AfF ab, die zwischen dem Ende der Nukkosynthese und der AbkSJung der “fertigen” Meteoritenmaterie unter die Xenon-Hake-Temperaturschwelle lag. Der Zusammenhang ist durch das r&ioaktive Zerfitligesetz gegebeo (t = T&/In2 = 25 - IO6 a ist die mittiere Lebensdauer von l”‘I)_ Der Ausdruck (1271/12*Xe) ist nichts anderes als eine reziproke Ausbeute an lz8Xe bei der Neutronenbestrahlung von stabiiem Jod_ Dies= Zahl I&St sich fiir jede Meteoritenbestrahiung so bestimmen, dass man eine bekannte Menge von Jod mitbestrahlt und die dabei entstandene ‘28Xe-Menge misst_ W&rend also die in Gl. (1) auftretenden Griissen K und (1271/‘28”Xe) und damit such (12gI//t271)~~bestimmt werden kijnnen, sind die Grasse (12gI/“71),; und die Formationszeitspanne At,unbekannt. Dieabsolute &&Seder Formationszeitspannk At, kann aus den bestimmbaren Grijssen nur bercchnet werden, wenn _w&lich eine Ann&me iiber das Isotopenh&@keitsverh~ltnis (1291/1271)T~ gemacht wird, weiches am &de der Jod-Nukleosynthese herrschte. Eine solche Annahme kiionte natiirlicil nur auf Grund der Kenntnis des NukleosyntheseProzesses und seines zeitlichen Ablaufs gemacht werden. Wir werden darauf in Abschnitt 6 zutickkomme~. Jedes Modell der Entstehung des Pianetensystems wird nun aber weuigstens versuchsweise voraussetzen, dass die ga&ktishce Region, in der die Nukleosynthese stattgefunden hat, das gesamte pr&neteoritische und prgplanetare Material gleichzeitig tit einem einheitlichen (~zgi/1271)~rr-Verh51tnis“entiassen” hat- Fiir verschiedene Meteorite i = 1,2,3 _ _ _, die im Reaktor der gleichen Neulronenbestmhlung ausgesetzt waren, gilt dann L Mart

Specrromerry

and Ion Physics,

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MASSENSPEKTROMETRIE

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ERFORSCHUNG

DER METEORITE

175

1271 -

expf-A$/r)

i=

- 1+;

Daraus ergibt sich 2-B. fiir die Meteorite

1,2,3...

(2)

1 und 2

Dzmnach kiinnen durch Best&mung

der Grassen K Unterschiede iiir den Forund damit Unterschiede in den Mineralattem tM der Hochtemperatur-Minerale dieser Meteorite gemessen werden (vgl. Abe. 1). Es kann festgestelh werden, ob die Hochtemperatur-Minerale eines Meteoriten friiher oder spgter unter die Xenon-Temperaturschwelle abgekiihlt sind als die Hochtemperatur-Mine&e eines anderen Meteoriten. Entsprechend einem Vorschlag von Fish und Goless haben Hohenberg I.I.A.~~ die Gri%se K folgendermassen bestimmt: ‘2gXe, lZSXe und r32Xe seszt sich in einem neutronenbestrahlten hleteoriten aus den Anteilen mtionszeitspanxen

verschiedener

lz8Xe =

128Uxe

+

:28Nxe

lzgXe

=

129Urye

+

129Rxe

132~~

_ -

132Urxe

Meteorite

(4)

zusammen > wobei urXe die aus dem solaren Nebei - vielleicht durch Adsorption in der gerade kondensierenden Meteoritenmaterie - eingefangene Urkompanente darstellt. Da ltsNXe und 12gRXe in einer bestrahlten Probe zueinander propertionai sind (K), haben wir es mit nur zwei voneinander unaxngngigen Xenonkomponenten zu tun. Nach Abschnitt 4 sind die HSufigkeitsverhZItnisse “‘Xe/ ’ 32Xe und Iz8Xe/ 132Xe von r‘fischungen dieser beGden Komponenten linear korreliert. Aus den Gin_ (1) und (4) erhZ,lilt man ‘2gXe -= ’ 32Xe

129urxe 132%~~

128Xe -

K

+K-

r 32Xe

(5)

Diese lineare Beziehung I&t sich fiir eine neutronenbestrahlte Meteoritenprobe verifizieren, indem mar verschiedene unter stufenweiser Erhitzung gewonnene Xenonfraktionen analysiert. Das MischungsverhiLltnis aus Ur-Xenon und JodXenon ist f-i jcde Fraktion verschieden, weil die beiden Xenon-Komponenten in unterschiedlicher Weise in den Meteoriten eingebaut sind. Die Abb. 9, die der Arbeit von Hohenberg u.a.‘& entnommen ist, zeigt eine Zusammenstellung derartiger Messergebnisse an insgesamt 1G Chondritproben, die jeweils zu 5 mit zwei verschiedeuen Neutronendosen bestrahlt waren. Die Xenonfraktionen, die bei den htichsten Probentemperaturen frei wurden, zeigen die erwarteten “‘Xe/’ 32Xe-128Xe/’ 32Xe-Korrelationen, die - und das ist das erstaunliche neue Ergebnis - fi?ualle Meteorite einer Bestrahhmg praktisch zusammenfalien_WSren&e IO Probenmiteinundderselben Dosis bestrahlt worden, L Mass Spectrometry and Ion Physics, 1 (1968)

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H. VOSHAGE

Abb. 9. ‘“XePEXe-*aXepSXe-Korrelation fiir Hochtemperatur-Xenonfraktionen aus verschiedenen neutronenhestrahlten Chondritenproben. (0) Es wurden die Ergebnisse fiir alle iiber l1W gewonuenen Fraktionen verwendet, fiir andere Fraktionen (0) nur dann, wenn sie -*on einer Grenztemperatur Tr c i 100’ an Linearkorreliert sind. Die heiden Korrelationslinien wiren zusammengefalIen, wenn die Neutronendosen der Bestrahlungen czund y tihereingestimmt hitten. Die S_ymboIehinter den Meteoritennamen bezeichnen die Klassitizierung: E = Enstatit-Chondrit, H = Bronzit-Chondrit, L = Hypersthen-Chondrit, C = kohliger Chondrit. Hohenberg u. A.54.

dann hZtte sich sogar nur eine einzige Korrelation ergeben, d_h_ K wZ.re fiir alle Meteorite gleich gewesen. Aus den Bestrahlungsdaten sowie der Analyse der Korrelationen hinsichtlich der Griisse K ergibt sich das VerhSltnis (12pI/1271)T~,zur fti alle Zeit der Abkiihlung der Jod-haltigen HochtemperaturbestandteiIe Chondrite iibereinstimmend zu (l.O?-&O.O?) - 10m4. Nach Gl. (1) folgt daraus, dass die Jod-haltigen Hochternperaturminerale dler ChoncIrite innerhalb weniger Prozente einer Halbwertszeit von itgl, d-h. _innerhalb COE etn-a 2 MilZionen Jahren gieichzeitig abgekiihlt sind. Dies ist deshalb so bemerkenswert, weil diese Abkiihlung - wie wir noch sehen werden (Abschn. 9) - vor etwa 4.6 - IO’ Jahreit erfolgte, und ausserdem, we3 es sich urn Chondrite ganz verschiedener Klassen handeit, die mit grtisser Wahrscheinlichkeit von verschiedenen Mutterkiirpern stammen. Die Interpretation dieses Befundes ist allerdings insofern noch etwas unsicher, als bis jet&t nicht entschieden werden kann, ob es sich bei den Jod-haltigen Hochtemperaturmineralen um allen Mutterkarpem der Chondrite gemeinsame, aber genetisch einheitliche Bestandteile handelt, die schon vor der Akkumulation J. Mau Specrmnfe*y and 1m Physics, 1 (1968) 157-190

MASSENSPEKTROMETRIE

ZUR

ERFORSCHUNG

DER METEORITE

177

in die endgultigen chondritischen Mutterkiirper unter die Xenon-FesthalteTemperaturschwelle ablciihlten, oder ob sich die Alussage iiber die scharfe Gleichzeitigkeit der Abkiihlung sogar auf die ganze praktisch “fertige” Chondritensubstanz bezieht. Das Fehlen einer i29RXe-128NXe-Korrelation in den bei niedrigen Temperaturen gewonnenen Xenonfraktionen (_4bb. 8) kann such einfach darauf beruhen, dass das lzgRXe in manchen Mineralbestandteilen such bei niedrigen Temperaturen, bei denen die eigentliche Mineralisation langst abgesch:ossen ist, nicht iiber einen Zeitraum von mehreren Milliarden Jahren festgehalten wird. Ubrigens kiinnen Unterscbiede in den Formationszeitspannen, also Unterschiede der Mineralalter fhi such mittels der Gleichung (12gRXe/L271)= (12gI/‘271),N * exp(-A&/t)

(6) durch unabh2ngige Xenon- und Jodanalysen bestimmt werdens2s55-5g_ Fiir zwei Meteorite 1 und 2 ergibt sich aus Gl. (6)

( 129Rxe/127# (

129Rxe/127~)
1)

= exp(At f’ - Atp’)/r] = exp((t$

- tg)/z)}

(7)

d-h. das unbekannte Anfangsverh2ltnis ( 1291/‘27J)T ist eliminiert. Dabei besteht jedoch keine Sicherheit dariiber, ob die gesamten Eehaite an ’ “Xe-Uberschuss und an Jod wirklich einander zugeordnet werden diirfen. Zum Beispiel erweckt Abb. 8 den Eindruck, dass im Meteoriten Abee ein Teil des radiogenen Xenons durch Diffusion bei relativ niedrigen Temperaturen verloren gegangen ist: Die bei niedrigen Temperaturen gewonnenen Fraktionen enthalten merklich weniger Uberschuss-‘2gXe als Uberschuss-‘28Xe. Eine Bestimmung des relativen 12gI-12gXe-“Alters” kann aber nur dann als zuve&ssig angesehen werden, wenn sich bei einer fraktionierenden Xenonextraktion der neutronenbestrahiten Probe die “gRXe-Fraktionen mit dem “SNXe-Gehalten als korreliert erwiesen haben. Radiogenes “‘Xe aus dem ‘2gI-Zerfall ist such in verschiedenen Achondriten58B60,im Mesosideriten Estherville6’, in Graphiteinschliissen aus den Eisenmeteoriten Canyon Diablo62*63 und Camp0 de1 Cielo64 sowie in den Eisenmeteoriten Costilla Peak 65 und Carbo66 nachgewiesen worden. Aus den unkorrelierten (!) ‘2gRXe-Gehalten und den unabh&q$g bestimmten oder abgeschgtzten Jodgehalten werden nach Gl. (7) Formationszeitspannen abgeschgtzt, die La. um (50-250) - lo6 Jahre griisser sind aIs die Formationszeitspanne der Hochiemperaturhestandtei!e in den Chondriten. In jtingster Zeit hat jedoch H Ihenberg66” in einer neutronenbestrahlten Probe des Achondriten Shaliowater ir iiber 900’ erhahenen Fraictionen gut korrehertes lzgRXe und 12*NXe gefunden und damit eine ausserordentlich gute ~bereinstimmung der Formationszeitspa ,ne mit der der Chondrite festgestelit. Miigiicherweise sind die frtiheren 129i-‘2p.’ .e-Datierungen an fraktionierten Meteor&en aus den erw&nten Grtinden falscl; aber es kann r.uch nicht ausgeschiossen werden, dass Shallowater, der besonders grosse ’ “XeUberschussmengen entha t, einen Ausnahmefall darstellt. J. Mass Spectrometry and Ion Physk.s_ 1 (1958)

157- 190

178

6.

MODELLE

EL VOSHAGE

FiiR

DEN

ZElTABLAUF

DER

NUKLE-E

UND

DIE ABSOLUTE

GR&SE

DER FORMATIONSzEfTsPANNE

Nach den Ausfi&rungen in Abschnitt 5 stimmen die Formationszeitsplnnen VieIer Meteorite, insbesondere die der Chondrite, erstaunlicti gut iiberein. Diese Meteorite, oder wenigstens ihre Hochtemperatur-Mineralbestandteile, sind innerhalb eines Zeitraums von 1 bis 3 Millionen Jahren gleichzcitig abgekiihlt. Viele Achondrite und Eisenmeteorite sind dagegen mSgIicherweise 50 bis einige 100 Millionen Jahre spster abgekiihlt, ihre Formationszeitspannen sind entsprechend griisser al.sdie der Chondrite. Von der absoluten Griisse der Formationszeitspannen selbst war nicht die Rede. Sic hHngt nat&Iich nach GI. (1) von dem Isotopenh%@$ceitsverh%nis ( r2gI/xz7f)T~ ab, das am Ende der Nukfeosynthese unserer planctaren Materie bestand. Da aber heute weder das Wo noch das Wie der Nukleosynthese ais bekannt angesehen werden kann, ist man such hinganz auf Vermutungen und ModelIe ansichtlich des Wertes von (12gI/‘27I), gewiesen. Kemphysikalische uberlegungen mren jedoch wenigstens zu dem Schluss, dass 123I und ’ 271mit etwa gleicher Haufigkeit bei der I-Nukieosynthese produziert werden_ Nimmt man nun an, dass die schweren Elemente unseres Pkmetensystems praktisch schlagartig entstanden sind (At, = 0; Entstehung z. B. in der von Alpher u. a.67 in ihrer “Big-Bang-Theorie” diskutierten Weise), dann gilt (x2gI/1271)rN z 1, so dass man fir alIe Chondrite mit (12gI/“71),, “N 10B4 eine einheitliche Formationszeitspanne Atr von 4 Zehntelwertszeiten des “‘I, also von 224 - IO6 Jahren erh5lt_ Ein Fehler von 50 y0 im Anfangsverhatnis bewirkt dabei nur einen Fehler urn etwa T+( 12gI) = 17 - 106a in der Formationszeitspanne. Wenn das nach den Methoden der physikalischen Geochronologie bestimmte Miner&alter der Chondrite t.H = 4600 - lo6 Jahre betrsgt (vgi- Abschnitt 9), dann erhiilt man ais “AIter der EIemente” einen Wert von Zhf+ArF = 4824 - IO6 Jahren (vergl. Reynolds42). Gegenw5rtig wird jedoch das von Burbidge u. a_68 stammende Model1 (“B’FH-Modeli”) der “kontinuierlichen galaktischen Nukleosynthese” dem “Big-Bang-Modeli” vorgezagen 51*6g_ Im B’FH-Models hat der Aufbau von schweren aus leichten Kemen im Inneren einer Vielzahl von Stemen und Supernovae unserer GaItie stattgefunden, wobei die Atomkerne von Jod und anderen schweren EIementen wahrscheinlich durch extrem schneIl aufeinanderfolgende Neutroneneinfaqoprozesse aus leichceren Kemen entstanden sind (“rapid”- oder kmz “r-Prozess”). Das durch diese und andere thermonukleare Reaktionen gebifdete Material warde u_a_bei Supernova-Explosionen in den interstellaren Raum unserer Galaxie emittiert, wo es zum Aufbau neuer Stemgenerationen venvendet wurde, aus denen sich wieder Supernovae entwickclten, und so fort. In starker Vereinfachung und im Hinblick auf unser Jod-Problem stellt sich die Galaxie demnach als ein geschlossenes System dar, in dem eine kontinuierliche thermonukleare

MASSENSPEKTROMETRIE

ZUR

ERFORSCHUNG

DER METEORITE

179

Erzeugung und eine siandige gute Durchmischung von Atomkemen, d-h. such von 127I und 12g1 st.att&rdet_ Es wird angenommen, dass die Materie unseres Planetensystems an dieser Entwickiung teilgenommen hat, bis sir: sich nach eiuer “effektiven” Zeitspanne vo.? At, = 2 - 10” Jahren ‘I in unserem Sonnensystem isolierte und damit aus dem galaktischen Nukleosynthese- und Durcbmischungsprozess ausscbied. Dieser :%itpunkt ist der Beginn der durch Gl. (1) definierten Formationszeitspanne der Meteorite. Fiir die Entwickhmg des ‘2gI/‘27K-Verh~ltnisses gilt in diesem Model1 folgendes: Die r2’I-IMenge in der Galaxie w5chst zeitproportional an, so dass die Anzahl NrN der stabilen “‘I-Atome nach einem effektiven Zeitraum von A& durch = P(12’I) - At, gegeben ist (P = Produktionsrate). Fur das verglichen N,,(‘2’D mit A& kurzlebige “‘1 stellt sich ein Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfall ein, das durch NTN(12’I) = P(12’I) - 7 gegeben ist (7 = 25 - 106a, mittlere Lebensdauer von i2’I)_ Da 12’1 und 12’1 standig gut durchmischt sein soll, gilt fiit das Anfangsverhaitnis:

C-3 127 I 123

=

T&X

P(r291) - 7 P('271)-Ats

=

7 t,

=

2- -1010 25 106

=

1.25 - 1o-3

(5)

Mit (t2gI/‘271)r, = Toe4 erhzlt man fur die Formationszeitspanne der Chondrite At, z. 60 - IO6 Jahre, also etwas mehr als eine Zehntelwertszeit von lzgL Es sei jedoch nochmals darauf hingewiesen, dass es ganz und gar fragwiirdig ist, ob das dieser Rechnung zu Gnmde Iiegende Mode& insbesondere die Annahme einer st5ndig guten Durchmischung, zutrifft. Das B’FH-Model1 ist nicht chne Kritiker 7o-72, und es fehlt such nicht an AltemativvorschlHgen zur Interpretation der iZ9Xe-Befunde. Es sei z. B. auf die vielbeachtete Theorie von Cameron 57 hingewiesen, die die i’gI-Produktion haupts%chlich in einen lokalen, etwa 3 - 10’ Jahre oder kiirzer dauemden Anstieg der thermonuklearen Aktivitst mehr oder weniger unmittel’~ar vor der Bildung des Sonnensystems verlegt. Hinsichtlich des Jod-Xenon-Problems bedeutet die Vielfalt der bis jetzt diskutierten Theorien jedoch nur, dass die Umstande bei der Nukleosynthese schwerer Keme noch aIs weitgehend ungekl5rt angesehen werden miissen. Es bedeutet nicht, dass das ganze Konzept der Formationszeitspanne in Frage gestellt ist, und es bedeutet ebensowenig, dass die Zeitspannu zwischen der Isoiierung der meteoritischen Materie von den galaktischen oder lokalen Regionen thermonuklearer Aktivitat und der Abkiihiung der “fertigen” meteoritischen Materie grbssenordnungsm5ssig falsch abgesch&t wurde (vgl. Turner’s St Modelle I-III). Zu einer ganz ,anderen Interpretation kamen dagegen Fowler u. a.73 in einer Theorie (“FGH-Tbecrie”), die in erster Linie die Entstehung von D, Li, Be und B zum Gegenstand hat. Diese Elemente siod im Inneren van Stemen nicht stabil, kannen dort also nicht entstanden sein, Nach Fowler u_ a. sind sie entstanden, als sich bereits eine Unzahl von metergrossen Kleinst-Planeten, sogenannten “planetesimals”, bestehend aus einem Konglomerat van Eis und FeMg-Silikaten, J: Mass S’pecfrometry and Ion Ph_vsics, 1 (1968) 157490

R. VOSHAGE

180

gebildet hatte und aIs diese “pIanetesimal.s” durch Protonen von einigen 100 MeV aus einer besonders aktiven Sonne bestrahh wurden. Der solare Nebel hatte sich also bereits “gelichtet” und war fiir die Protonen transparent geworden. Bei der Bestrahhmg der Kleinstplaneten wurden die Li-, Be- und B-NukIide zungchst durch Spahationsreaktionen an C, N und 0 produziert. Durch die dabei such entstehenden Neutronen, die durch das Eis in den _‘pIanetesimals” besonders wirkungsvoIi moderiert wurden, wurden die Li, Be- und B-Nuklide teilweise wieder abgebaut. wobei sich die heute beobachteten Element- und Isotopenhiitigkeiten dieser Ei_zaente einstellten. ZusHtzlich entstand D durch (n, y)-Reaktionen an ‘H_ &=l dieser NeutronenbestrahIung kann nun such “‘1 und damit 12gRXe durch (nI yj?)-Reaktionen an ‘“*Te sowie ein ‘31Xe-uberschuss durch (n, yj?)-Reaktionen an t’@Te erzeugt werden_ In der Tat werden manchmal Korrelationen zwischen den 13’Xe und ‘2gXe-Uberschiissen beobacbtet5’_‘2, die den Beobachtungen von Jeffery und ReynoIds So iiber den ‘3’Xe-Uberschuss im Meteoriten Abee (Abb. 8) widersprechen und zu Gunsten einer Erzeugung von “‘1 nach dem FGH-Mechau‘smus sprechen. SoIhe diese ErkI&ur_g richtig sein, dacn miissten die Beziehsngen, die darauf hinweisen, dass alle Chondrite gleichzeitig abkiihhen, viilhg neu interpretiert werden. Uberhaupt werden alle SpekuIationen gegenstandsios, die die Beobachtungen fiber “‘Xe mit den thermonuklearen Reaktionen im Inneren van Sternen in Verbindung bringen woiIen_ Durch soIche thermonuklearen Reaktionen wurde aber zweifcllos das Gros der NukrIde unseres Planetensystems produziert. Aus diesen Griinden ist es wichtig, z&situ-Zerfahsprodukte von solchen Radionukhden mit Haibwertszeiten zwischen IO’ und 10’ Jahren zu finden und zu studieren, die ohne ZweifeI nur in thermonuklearen Reaktionen im Inneren von Stemen und Supernovae, also z. B. ausschliesslich durch r-Prozesse erzeugt werden kiinnen. Ebenso ist es wichtig, durch experimentelle Nachpriifung von Voraussagen der FGH-Theorie Aussagen dariiber zu erbalten, ob diese Theorie die Frtihgeschichte unseres Planetensystems richtig beschreibt oder nicht. Uber massenspektrometrische J?qerimente zu diesen b&den Punkten wird in den b&den folgenden Abschnitten berichtet_ 7.

XENON

AUS

DER

STAL-IUNG

VON

2aPU(3)

_

UND

DIE

FRiiiGESCHICHTE

UNSERJ3

PLANJTENSYSIEMS

Im Hinblick auf die in Abschnitt 6 eriirterten Probleme ist von grossem Interesse, dass im Xenon einer Vielzahl von Meteoriten, insbesondere von Achondriten, die Isotope 132,134 und I36 gegeniiber Xenon aus kohhgen Chondriten angereichert sind; dabei ist es wichtig zu wissen, dass sich kohlige Chondrite durch einen besonders hohen Xenongehah auszeichnen und dass es sich bei diesem in seiner Isotopetzusammensetzung sehr einheitlichen Xenon mit grosster Wahrscheinhchkeit urn weitgehend “unverfiilschtes” Urxenon aus dem solaren Nebel 1. iciartSpectromerry md

ion Physics. 1 (1968) 157-190

MASSENSPEKTROMETRIE

ZUR

ERFORSCHUNG

DER

METEORITE

181

Abb. 10. Anomalien bei den schweren Xenonisotopen in Achondriten; Zusammenstellung nach Hohenberg CL A_“. Die Messpunkte “Berkeley“ haben sich bei der fraktionierenden Gas-extraktion aus Pasamonte ergeben. Andere Messpunkte stellen Ergebnisse von Totalanalysen aus den Laboratorien in Fayetteville (Arkansas), Bern und Minneapolis dar. Die Korrelatiorslinie fur Achondrite f2llt mit einer entsprechenden Korre’lation fiir Xenon aus Chondriten (“Pepin-line’*) zusammen. Der Punkt AVCC entspricht der mittleren Isotopenzusammensetzung von Xenon aus kohligen Chondriten. Der Punkt CapU) entspricht der wahrscheinlichsten Zusammensetzung der (s.f.) entspricht dem Xenon aus der reinen Spaltxenon-Komponente. %U (n-f.) und =W neutroneninduzierte3 Spaltung van =WJ bzw. aus der spontanen Spaltung von -LJ (nach HydeI).

handelt. Die Sittiation kann am besten, wenn such nicht in volikommener Weise, an Hand der Abb. 10 erlautert werden, die einer Arbeit von Hohenberg u. A.” entnommen ist_ Es sei aber zuvor gesagt, dass insbesondere Kuroda 74, Gales und Anders 76 und Cameron 57 zuerst auf die Bedeutung dieser Anomalien hingewiesen haben und dass neben den Laboratorien in Berkeley (Reynolds u. A., Funk u. A., Merrihue, Munk, Pepin 23~25~33~51~76-8q)und in Fayeiteville, Ark. (Kuroda, Bogard u. A.58~5Q~74a8~-88) such die Laboratorien in Minneapolis (Pepin 61) und in Bern (Geiss u. A. 1g*8g*go)entscheidend zur Kenntnis des im folgenden rekativknapp geschilderten Sachverhaltes und seiner miiglichen Deutung beigetragen habcn. Die Abb. 10 zeigt, dass sich einige Achondrite vor kohligen Chondriten (AVCC = Average for carbonaceous chondrites) durch einen hohen Gehalt an 134Xe und ’ 36Xe auszeichnen. Einige Messpunkte reprsentieren Proben, die durch fraktionierencle Gasextraktion unter stufenweiser Temperaturerhiihung aus einem Stick des Achondriten Pasamonte gewonnen wurden 25. Es existiert eine I&are Korrelation zwischen ’ 36Xe/f32Xe und 134Xe/132Xe. Nach Pepin ” gilt diese KorreIation (“Pepin-line”) such 5i.r Xenon aus Chondriten, nur dass hier die Verhatniswerte relativ geringf@ig variieren. .L Mass Spectromemy

and Ion Physics,

1 (1968) 157-190

182

H. VOSHAGE

Die einfachste Deutung ist, dass ’ 36Xe, 132Xe, ’ 32Xe in Meteoriten immer eine Mischung aus einer eiinheithchen Urxenon-Komponente, gegeben durch AVCC-Xenon, und einer anderen einheitfichen Komponente mit vorwiegend sehweren Xenonisotopen ist. Diese unbekannte Komponente miisste in Abb. 10 durch einen _Punkt repr&entiert werden, der irgendwo rechts oben auf der Pepinline liegt. Die Ergebnisse an Pasamonte weisen besonders deutiich darauf hin, dass es sich urn einen Xenonanteil handelt, der sich im solaren NebeI und such sp5tcr nicht mit dem Urxenon durchmischen konnte und der deshaIb i. sizu, d-h. nach der Konsolidierung der meteoritischen Materie, z. B. aIs Produkt von Kernreaktionen, entstanden sein muss. Ubrigens scheint such die irdische Atmosphare einen Anteil an dieser Komponente zu enthalten, da die 136Xej’32Xe- und r34Xe[1 32Xe-Verh31tnisse von atmosphtischem Xenon grosser sind als die Verh5Itnisse fiir AVCC-Xenon. Die Zusarnrnensetzung von Xenon aus kohligen Chondriten eignet sich deshaib so gut als Bezugspunkt, weil die auf den SiIiziumgehalt bezogene Xenonh3tigkeit in Chondriten wesentlich griisser ist ais die auf den SiIiziumgehaIt der gesamten Erde bezogeneXenonhiutfigkeitdergesamten Erde (Abschnitt 11). KohIige Chondrite haben also aus dem s&ren Nebel relativ mehr Xenon auf’genommen als die Erdmaterie. haben die meteoritischen Verschiedene Autorengruppen ~9~*~.6~*~9.80*87~89

Xenonspektren nun genauer nnalysiert. um die Isotopenzusammensetzung der unbekannten, rchweren Komponente aIIein zu berechnen. Die Miiglichkeit hiemr ergab sich daraus, dass das meteoritische Xenon ausser der unbekannten und der Urgaskomponente such aoch eine dritte Komponente, n%nIich kleine 1Mengen von Xenon enthat, das durch SpaIIatioasreaktionen an dem in Spuren vorkommenden Barium und anderen schweren Kemen entstanden ist, aIs die Meteorite im interplanetaren F&urn der kosmischen Strahlung ausgesetzt waren. Die Isotopenzusammznsetzung dieses SpaIIationsanteiIs musste in besonderen Versuchen gemessen werden 19*79*84B85. AIs Ergebnis dieser Analyse ermittelten Hohenberg u-a. das folgende Spektrum fii die unbekannte schwere Komponente: 131xe~132xe:134xe~ ‘36Xe = 25 : 88 : 94: 100. Diese Komponente besteht also nur aus den schweren Isotopen; sie wird in Abb- IO durch den mit (*” Pu) bezeichneten Punkt repr%entiert_ Das Ergebnis weist ganz klar darauf bin, dass es sich hierbei nur urn Xenon hadein kann, das durch die Spaltung schwerer Kerne entstanden ist. AIIerdings scheiden die spontane Spaltung von 238U oder die neutroneninduzierte Spaltung von 235U aIs QueIIe aus, da Xenon aus diesen Quellen ‘r in Abb. 10 durch Punkte repriisentiertwird, die mit den entsprechenden Daten fiiir die meteoritische SpaItkomponente nicht iibereinstimmen. Auch sind die gefundenen LMengen an SpaItxenon (Gr&s=nordnung 10-” cm3 g-r pro Isotop!) zu gross, aIs dass sie seit 4.6 _MiIIiardeo Jahren aus den geringen Mengen an Uran durch spontane Spahung in den ivleteoriten entstanden sein k6nnten **. Eine VieIzehl derartisr Befunde und ~berlegungen f”uhrten zu dem Schluss, f_ Mass S’ctromerry und Ion Physics, I (1968) 157-190

MASSENSPEKTROMETRIE

ZUR

dass es keine andere Erk&ung xenons ist. ‘*Pu

ERFORSCHUNG

DER

183

METEORITE

gibt ausser der, dass 2d4Pu die Quelle des Spalt-

zerf2ilt in der Hauptsache durch aZerf5lle,

jedoch r&t einerwahr-

scheinlicbkeit von 0.12 % such durch spontane Spaltung, wobei u-a_ die schweren Xe-Isotope entstehen, z. B. ‘36Xe mit eiger Ausbeute von nmd 6 %_ Die Halbwertszeit von 2aPu betrggt 82 - lo6 Jabre, d.h_ die 244Pu-Aktivitgt ist %hnlich wie die ‘2g1-Aktivitgt heute lgngst erloschen. Die Halbwertszeit ist andelerseits Iginger ais die von “‘1, so dass der Nachweis von in-situ-Zerfiillen von 244Pu in meteoritischer Materie nicht iiberraschen kann, wenn man annimmt, dass “‘I und ‘-Pu unter ghnlichen astrophysikalischen Bedingungen synthetisiert werdec. Wghrend man jedoch beim “‘1 nicht sicher ist, ob seine Nukleosynthese durch schnell aufeinanderfolgende Neutroneneinfangprozesse (r-Prozesse) unter thermonuklearen Bedingungen bewirkt wurde oder durch eine spste Teilchenbestrahlung frisch akkumulierter kalter Materie nach dem FGH-Model1 (vgl. Abschnitt 6), kann 244Pu mit Sicherheit nur durch r-Prozesse produziert werden. In dem Masse, in dem man die 244Pu-Hypothese als experimentell gesichert ansieht, muss man daher such anerkenne:l, dass Supernova-Explosionen oder tinlithe mit &sserst hoher Neutronendichte verk&ipfte thermonukleare Ereignisse der Konsolidienmg unseres PIanetensystems urn maximal wenige 100 Millionen Jahre, also “fast umnittelbar”, vorausgingen. Dabei kann es sich urn ein einzelnes lokales Ereignis gehandelt haben, das vielleicht die Varglnge ausgel6st hat, die zur Bildung des Planetensystems gefihrt haben. MGglich erscheint aber such die Annahme, dass die NukIeosynthese schwerer Keme durch r-Prozcsse nach dem B2FH-Model1 dcr “kontinuierlichen galaktischen Nukleosynthese in einer stgndig wohl-durchmischten Galaxie” oder nach dem Modell von Cameron 57 vor sich gegangen ist, wobei sich die meteoritische Materie aber nur kurze Zeit vor Ihrer KonsolIdierunq von den thermonuklear aktiven Il’onen der Galaxie iscliert hat. Eine K_l&ung dieses Problems kann versucht werden durch Vergleich der Formationszeitspannen, die sich aus Daten iiber 12gRXe und 12gI ergeben (Abschnitt 5), mit den Formationszeitspannen, die man in ganz analoger Weise aus Daten iiber ’ 36FXe und 244Pu erhalten kann (F = Fission). Dabei muss vorausgesetzt werden, dass ltgi und 244Pu durch die gIeichen r-Prozesse gebildet wurden. Bei der Bestimmung der 244Pu-1 36FXe-Formationszeitspan.nen hat man natiirlich kein stabiles Pu-Isotop, dessen Konzentration in Meteoriten in shnlicher Weise als Mass ftir den urspriinglichen 2tiPu-Gehalt dienen kann, wie die 1271-Konzentration als Mass fti den urspriinglichen ‘2gI-Gehalt dient. Man kann jedoch versuchsweise voraussetzen, dass sich Pu und U geochemiscb Bhnlich verhalten und mit 238U als Bzzugsnuklid arbeiten. Die diesbeziiglichen, insbesondere von Kurocla und Mitarbeitem durchgefiibrten Untersuchungen haben ergeben, dass man nur mit einer iiber mehrere 10’ Jahre andauemden gaiaktischen r-Prozess-NukIeosynthese

von

12gI und z44P~ zu iibereinstimmenden

Pu-Xe-Fcrmationszeitspannen

kommen

kann5’.

Ansicht gegussert, dass die bisber durchgefiiiien

Werten

ReynoIdsgl”

fti

die I-Xe-

und

hat ailerdings die

Messungen eine solche Schluss-

L Mass Specrrometry and Ion Physics, I (1968)

157-190

184

H. VOSHAGE

folgerung keineswegs rechtfertigen- Auch werden in kohJ.igenChondriten so grosse Mengen an Spaltxenon gefunden, dass man- wegen der geringen Urangehahe dieser Chondrite-aar??.-hmen muss, das 245Pu/238U-Verh51tnis sei am Ende der Nukleosynthese gr&ser ais 0.3 gewesen ‘* _ Das ist jedoch tit dem Modell der kontinuierlichen gaiaktischen NukIeosynthese ganz und gar nicht vereinbar, denn sonst miisste das Verhatnis kieiner sein als das VerhZ.ltnis der mittleren Lebensdauem dieser NukIide (c 0.02). Zusammenfassend ist foigendes iiber das ProbIem der IsotopenhZufigkeitsanomaiien bei den schweren Xenonisotopen zu sagen: Dass es sich urn Spahxenon handelt, ist unbexritten, dass es sich urn Xenon aus der Spaltung von ‘??u handelt, kann zwar nicht aIs bewiesen gelteng’, wird aber von der Mehrza-hl der Fachleute als sehr wahrscheinlich angesehen. Damit wurde zehr wahrscheinlich ein Hinweis darauf erhalten, dass die stellaren, thermonuklearen Nukleosyntheseprozesse, in denen die Materie des Pianetensystems entstand, noch bis in Zeiten hinein wirksam waren, die nur wenige IO0 Miilionen Jahre vor der Konsoiidierung der _Meteoritenmutterk&per und dsr Planeten liegen. Trotz intensiver Bemiihungen konnte man jedxh noch keine sicheren Aussagen iiber den z&lichen Ablauf und den tiumiichen Umfang dieser Prozesse gewiuuen, otigleich die prinzipielle M@lichkeit hierzu gegzhen scheint. Abschliessend kann hier nur erwghnt werden, dass die 2*SPu-Hypothcse unabhgngig such durch Studium der Spaltspuren iu meteoritischen Mineralen gestiitzt wirdg3-g5.

8.

DIE i_&REINSi-I?mmNG

METEORITISCHEN

DER

MJKLEAREN

VORGESCHICHIE

DER

IRDISCHEN

UND

MA-ERIE

Wenn die Materie unseres Plan&Ltensystems bei thermonukiearen Reaktionen im Innem von Sterner: erzeugt und--z. B. entsprechend dem Model1 der kontinuierlichen Nukleossynthese-in der Galaxie stiindig gut durchmischt war, wenn sie sich ausserdem nach ihrer Isolierung aus den thermonuklearen Zoren der Gaixie w&end eiues betrschtlichen Bruchteils der Formationszeitspanne in der pianetaren Scheibe des soiaren NebeIs gut durchmischen konnte, dann verwundert es nicht besonders, dass die Isotopenzusammensetzung der Hauptelemente, abcr such vieIer auderer, iu Spuren vorkommender Elemente in irdischer und meteoritischer Materie iibereiustimmen. Dies ist in der Tat das Ergebnis einer Vielzahl massenspektrometrischer IsotopenhHtigkeitsanalysen an meteoritischer Materie. Fiir D, Li, Be und B giIt diese A.tlssage nicht mit dem gleichen Grad von “Se&stverst%xiIichkeit-*_ Diese Elemente sind im Inueren von Stemen nicht stabil und kijnnen dort nicht entstanden seiu_ In Abschnitt 6 wurde bereits die FGHtheorie73 kurz skizziert, die die Entstehung von D, Li, Be und B durch eine Protonen- und Neutronenbestra??ung von “planetesimals” zu e&l&en versucht. I. Moss Spectrometzy and Ton Physics, 1 (1968)

157~I90

MASSENSPEKTROMETRIE

ZUR

ERFORSCHUNG

DER METEORITE

185

lin Rahmen der FGH-Theorie ist nun aber zu erwarten, dass sich irdische und meteor&&he Materie hinsichtlich der isotopenhWfigkeitsverteilung von Li, Be und B voneinander unterscheiden. Denn im Hinbhck auf den spater zu eriirternden Befund, dass viele Meteorite aus Bereichen unseres Planetensystems ausserhalb der Erdbshn stammen, ist es kaum wahrscheinlich, dass die pr2errestrische und die ptimeteorische Materie der gleichen Dosis solarer Teilchenstrahhmg ausgesetzt war, oder sich erst nach einer viiiiigen isotopischen Homogenisierung in die terrestrischen und meteoritischen Anteile getrennt hat. Das Stadium der “pianetesimals” muss vielmehr eine unmittdbare Vorstufe der BiIdung der Pianeten und Meteoritenmutterk6rper dargestelit haben, nach der keine isotopische Homogenisierung von Li, Be und B m&r m6giich war. Massenspektrometrische Isotopenh&rfigkeitsanalysen an Li und B lraben nun aherdings diese Emartungen nicht best%igt. Es ist such keine unterschiedliche Neutronenbestrahlung der praterrestrischen und prameteoritischen Materie nachgewiesen worden, die sick in bestimmten, noch zu diskutierenden Jsotopenh%&gkeitsanomalien manifestieren soJlte_ Einige dieser massenspektrometrischen Arbeiten werden weiter unten beschrieben. ZunBchst soil als Ergebnis dieser Untersuchungen nur festgestellt werden, dass die irdische und meteoritische Materie . such hinsichtlich der Elemente Li, Be und B die gleiche nukleare Vorgeschichte hatte. Deshalb sind Burnett u. a_g6 in einer neueren Analyse des D, Li, Be, BProblems zu dem Schluss gekommen, class die von Fcwier et al. nur wenige Jahre zuvor entwickelten Vorstellungen nur unter sehr speziehen-und tats%&lich ganz unwahrscheinhchen - Umstgnden als zutreffend anerkannt werden kannten, z. B. dann, wenn enviesen wgre, dass alle beziighch Li, Be, f3 untersuchten Meteorite vom Mond sta.mmen_ Alle diese Schwierigkeiten werden in einer neueren Theorie von Bernas u. a.” vermieden. Diese Autoren veriegen die Produktion von Li, i3e und B in die Atmosphare einer besonders aktiven Sonne (z. B. in der T-Tauri-Phase). Li, Be und B werden a.Is Prod&e hochenergetischer Spallationsreaktionen bei der Bestrahlung von C, N, 0, Ne mit solaren Protonen in der Sonnenatmosphare gebildet, anschhessend in der konvektiven Zone der Sonne teilweise abgebautwobei sich die endgiihiger HBufigkeitsverhaltnisse dieser Nuklide einstehen - und schliesslich in die planetare Scheibe des solaren Nebels emittiert. Nach diesem nur rohen und liickenhaften Bericht iiber die heute zur Debatte stehenden Theorien zur Nukleosynthese und isotopischen Durchmischung kommen wir nun auf die schon erwznnten massenspektrometrischen Untersuchungen zuriick. AlIerdings kSnnen bier nur die wichtigsten Arbeiten erijrtert werden, die speziell im Hinblick auf die Voraussagen der FGH-Theorie untemommen wurden. Die %eren Arbeiten iiber den Vergleich der IsotopenhZmfigkeiten in meteoritischer und irdischer Materie hat Rankamag88gg Element fti Element mit grosser Sorgfah zusammengestellt. Die neueren Arbeiten werden in der ausgereichneten Darstel.hum des Gebietes der ‘Isotopenhaufigkeitsanomalien im SonJ. Mass Spcctrometry arid hz Physics, 1 (1968) 157-B)

186

Ha VOSHAGE

Eznsystem” von Reynolds’ O” erartert. Diese Darstellung hat such der Verfasser des hier vorliegenden Berichtes gem zu Rate gezogen. Dass das 7Li/6Li-Verh&nis in Chondriten und Achondriten innerhalb von 3-2 y0 mit dem VerhTdtnis in irdischem Lithium iibereinstimmt, wurde zuerst van Ordzhonikidze’ox und von Krankowsky und Miiller’ O2gefunder.. Die Anwendung sauberster Arbeitsmethoden empfahl sich bei diesen Messungen wegen der geringen Lithiumgehalte von etwa lo-” g f.i/g. Die Bestimmung von ‘Lij6Li erfolgte tn.&e%er therm&hen EinbBndchen-Ionenquelle- Urn Einfliisse der Isotopenfraktionierung bei der Probenverdampfung so klein wie mijglich zu halten, warden die VerhUtnisse durch Integration der Ionenstriime w&rend der vollstandigen Probenverdampfung ermittelt, Krankowsky und MUIer schlugen vor, dass die Srrche nach 7Li/6Li-Variationen such auf die getrennten Mineralkomponenten der Meteorite ausgedehnt werden sollte, da nach der FGH-Theorie die Erzeugung von Lithium in einem schon so fortgeschrittenen Stadium der Akkmulation stattgefunden haben sol& dass Qielleicht keine isotopische Homogenisiemng iibcr die Kom_mnzen hinweg mehr m@lich war. Inzwischen sind von Dewslo sowie von Krankowsky und Mmerzo4 Messungen an einzelnen Chondren und an Einschliissen aus Eisenmeteoriten dhrchgefiihrt worden, wshrend Shimaund Honda’ ’ 5 spezifisch auf die einzelnen Mineralbestandteile wirkende LSsungsmittel anwandten (vgl. Ende von Abschnitt 4), urn das Lithium nacheinander aus diesen Bestandteilen getrennt zu extrahieren. Es zeigten sich jedoch keine Besonderheiten in den 7Li/6Li-Verh&nissen der einzelnen Fraktionen. In dicsem Zusammenhang muss auf die hschst bemerkenswerten Ergebnisse hingewiesen werden, die Poschenrieder u. :L.~‘~ bei der 7Li]6Li-Bestimmung an einer Probe des Meteoriten Holbrook erhielten. Die Autoren verwendeten den Sekundtionen-Mikroanalysator von Liebl und Herzog”‘, in dem sie einen fein gebiindelten Strahl von 10 kV-Ar’-Ionen auf eine F&he van 0.1 mm2 des Meteoriten aufprallen liessen und die dabei aus dem Meteoriten ausgel8sten Sekundgrionen massenspektrometrisch analysierten. Sie fandeh, dass das Lithium in wenigen kleinsten Bereichen konzentriert ist, wghrend es an vielen anderen Stellen nicht nachgewiesen werden konnte. Sie bestimmtec das 7Li/6Li-Verhii.ltnis an 6 derartig lithiumreichen Stellen, wobei jeweils etua 5 - 10S6 g Material mit jeweils etwa lo-’ g Lithium zerstHubt wurde. Dabei wurden die Signale von 50 Massendurchlgtien automatisch mittels eines ND-800-Enhancetrons 1024 der Firma Nuclear Data, Inc. atisummiert. Die 7Li/sLi-Verhgltniswerte fiir die 6 untersuchten Stellen betrugen 9.5; 27-g; 16.9; 21.3; 19.0 und 15.1, weisen also eine enorme Streuung und Abweichung vom “Normalwert” auf. Bei 6 Vergleichsmessungen an irdischer Homblcnde ergaben sich dagegen die normalen Werte 12.05; 12.57; 12.53; 10.75; 11.39 und 11.32. Gradsztajn u. a. haben, bci Anwendung der gleichen Analysen-methode, die Ergebnisse von Poschenrieder u. a. nicht bestatigt: Die ‘Li16Li-Verhatnisse fiir Holbrook zeigten Schwankungen umetwa * 10% um einen Mittelwert von 12.0. J_ Mass_ Specmometry and Ion Physics, 1 (1963) IS’-190

MXSSENSPEKTRQMETRIE

ZUR

ERFORSCHUNG

DER

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METEORITE

Hinsichtlich der beiden anderen “kritischen” Elemente Beryllium und Bor ist nur zu bemerken, dass lediglich das “B/‘“B-Verh~ltnis von Shima”* untersucht worden ist. Es ergaben sich Werte zwischen 3.8 und 3.9 ftir meteoritische Proben und Werte zwischen 4.0 und 4.2 fiir terrestrische Proben. Die Messungen lassen jcdoch keine weitrcichenden Schltisse zu. Die von Fowler II. a.73 vermutete Bestrahlung des friihen planetarischen und meteoritischen Materials mit hochenergetischen solaren Proton .I und mit lacgsamen Neutronen sollte neben der Erzeugung von D, Li. Be uud 3 weitere Folgen haben: Nuklide werden durch (n, y)-Reaktionen abgebaut, a.:dere als Reaktionsprodukte aufgebaut. In den Massenspektren der Elemente sollte sich derAbbau besonders bei Isotopen mit hohen Nextroneneinfangquerschnitten wie z. B_ bei ’ “Gd (o - 58000 b), ’ “Gd (240000 b), 14’Srn (41500 b), ’ 52Sm (220 b), “‘Eu (8700 b), ’ 53E~ (320 b) bemerkbar machen, der Aufbau besonders bei Isotopen sehr geringer HBtigkeit wie z. B. 40K, die einem haufigen Isotop (3gK) in der Massenzahl folgen. Auch Spahationsreaktionen an schwereren Kemen (z. B. Fe) sollten -urn nachweisbaren .Qufbau so seltener Nuklide wie 40K fiihren. Unterschiede in der Bes’mhlungsintensitat fiir praterrestrische und prameteoiitische Materie oder eine fiir praterrestrische und prsmeteoritische Materie unterschiedliche “Verdiinnung” des bestrahlten Materieanteils mit unbestrahlter Materie sollten sich besonders empfindlich als HItigkeitsanomalien der genannten Isotope in Meteoriten nachweisen lassen. Die in diesem Zusammenhang von Murthy und Schmitt’og durchgefihrten Analysen von meteoritischem Gd, Sm und Eu haben ebenso wie die von Suess’ lo, Schumb u_ a.’ ’ I, Rik und Shukoljukov”2, Burnett u. a.l13 und schliesslich Kempe und Zahringer’ l4 untemommenen Untersuchungen von 40K in den verschiedensten Meteoriten stets die im Rahmen der jeweiligen Messgenauigkeit bestmiigliche Ubereinstimmung der meteoritischen mit der terrestrischen Hgufigkeit ergeben. Dies gilt ebenso fir zahlreicke hier nicht erwante Arbeiten an anderen EIementeng6*’ O”_ Es erscheint daher sehr zweifelhaft, ob das FGH-Modell fiir die Entstehung von D, Li, Be und B zutrifft. Zusammenfassend ist also festzustelIen, dass die irdische und die mereoritische Materie mit griisster Wahrscheiulichkeit die gleiche nukleare Vorgeschichte hat, dass sich die Entstehung der planetaren Materie ausschliesslich im Inneren oder in den _4tmosph%ec von Sternen oder Supernovae abgespielt hat und dass die ganze uns zugangliche Materie des Planetensystems seir ihrer Isolierung aus den kernphysikalisch aktiven stellaren Zonen Gelegenheit hatte, sich vollstandig zu durchmischen. Die zahlreichen Isotopenhauflgkeitsanomahen, die in Meteoriten beobachtct werden, sind deshalb - soweit sie iiberhaupt mit einisr Sicherheit aufgekhlrt werden konnten - durch einen der folgenden Prozesse entstanden: durch chemische oder lcinetische Isotopenfraktionierngs~org~ge, durch noch bestehende oder schon erloschene Radioaktivitgten oder 3_ Mass

Specfrometry

ad

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