4 стадии звездообразования a Объект класса 0 ядро

4 стадии звездообразования. (a) Объект класса 0: ядро, окруженное плотным аккретирующим облаком. Биполярные струи, истекающие из ядра, уменьшают момент вращения (t~10 000 -30 000 лет). (b) Объект класса I: протозвезда в заключительной части главной стадии аккреции (100 000200 000 лет). (c) Объект класса II: звезда T Тельца: звезда до главной последовательности с толстым непрозрачным протопланетным диском (1 -10 млн. лет). (d) Объект класса III: звезда имеет оптически тонкий диск и может непосредственно наблюдаться. Звезды солнечных масс могут иметь планеты.

ДОСОЛНЕЧНАЯ КОМПОНЕНТА В ХОНДРИТАХ Идентификация досолнечных зерен • аномальный изотопный состав, который не может быть объяснен либо радиоактивным распадом, либо масс-фракционированием, либо другим процессом, характерным для Солнечной системы. • структурные и минералогические свойства, предполагающие их образование вне солнечной небулы. Фаза Состав Алмаз C Карбид кремния Si. C Графит C Ti. C, Mo. C, Zr. C, Ru. C, Fe–Ni внутри других фаз Шпинель Mg. Al 2 O 4 Корунд Al 2 O 3 Гибонит Ca. Al 12 O 19 Ti. O 2 Si 3 N 4 Форстерит Mg 2 Si. O 4 Энстатит Mg. Si. O 3 Аморфный силикат органика HCNO Размер 1– 2 nm 0. 1– 10 μm 0. 1– 20 μm 1– 25 nm Содержание 1500 ppm 10– 15 ppm 5– 10 ppm 0. 1– 20 μm 0. 2– 3 μm 1– 5 μm 1. 2 ppm 100 ppb 20 ppb <10 ppb 1– 20 ppb 10– 1800 ppm 20– 3600 ppm 1– 5 μm 0. 2– 0. 5 μm

Досолнечные зерна карбида кремния (a, b, c) и гибонита (d), выделенные из кислотнонерастворимого остатка метеорита Оргей (Mc. Sween, Huss, 2010). Досолнечные зерна графита с радиальной (слева) структурой и структурой «цветной капусты» (справа). ТЭМ изображения.

Дальнейшая эволюция солнечной небулы Модель Камерона (1970 -е) – вещество солнечной небулы на стадии «горячего» Солнца представлено только паром, который по мере охлаждения конденсируется Диаграмма равновесной конденсации (испарения) газа солнечного состава при Р = 10 -4 атм. По горизонтальной шкале отложена доля сконденсировавшихся катионов. C, H, G, S – корунд, гибонит, геленит и шпинель соответственно. Однако можно предположить, что на «горячей» стадии происходили более сложные процессы – фракционное испарение твердого вещества пыли, реконденсация пара на пыли, плавление и кристаллизация.

Абсолютные возрасты метеоритов Методы определения возраста Условия правильного определения • Стартовая точка - изотопные соотношения для рассматриваемого химического элемента должны быть одинаковыми во всех областях системы, возраст который мы определяем. Для породы эта изотопная гомогенизация достигается в результате некоторого события, например плавления или сильного прогрева, для минерала – его образованием. • В процессе эволюции объект не должен обедняться или обогащаться элементами, которые используются для определения возраста – система должна быть закрытой. • константа распада должна иметь приемлемые значения – не быть ни слишком большой, ни слишком маленькой, постоянной в течении времени и хорошо известной. • Концентрации материнского и дочернего элементов должны иметь измеряемые значения

Используемые радиоактивные нуклиды Нуклид время полураспада дочерний нуклид 40 K 1. 27 × 109 40 Ar 87 Rb 4. 88 × 1010 1. 05 × 1011 138 La 147 Sm 176 Lu 187 Re 190 Pt 238 U 235 U 232 Th 1. 06 × 1011 3. 75 × 1010 4. 12 × 1010 4. 50 × 1011 4. 47 × 109 7. 04 × 108 1. 40 × 1010 (11%) 40 Ca (89%) 87 Sr 138 Ba (34%) 138 Ce(66%) 143 Nd 176 Hf 187 Os 186 Os 206 Pb 207 Pb 208 Pb распад K β β K β α β β α α, (серия)

Rb-Sr, Sm-Nd и U-Th возрасты хондритов группируются около 4, 56 млрд. лет, однако их разброс большой и охватывает область возрастов от времени формирования Cа-AI включений до возрастов дифференцированных метеоритов. Хондрит St. Severin дает возраст 4. 552 ± 0. 003 млрд. лет, что соответствует возрасту Земли, полученному по изотопным данным и возрасту Солнечной системы по астрофизическим оценкам.

КОРОТКОЖИВУЩИЕ (вымершие) ИЗОТОПЫ используются для определения относительных возрастов Нуклид 26 Al 53 Mn 129 I 146 Sm 182 Hf время полураспада 7. 3 × 105 26 Mg 3. 7 × 106 53 Cr 1. 7 × 107 129 Xe 1. 03 × 108 8. 9 × 106 182 W дочерний нуклид β− 142 Nd β+, K K 127 I β− распад стабильный изотоп и отношение нестабильного к стабильному 27 Al 55 Mn 5 × 10− 5 9. 1 × 10− 6 1 × 10− 4 144 Sm α 8 × 10− 3 180 Hf 97 × 10− 5

Са-Al включения – наиболее древние образования, найденные в Солнечной системе. Их состав и минералогия привела многих исследователей к идее об их прямой конденсации из пара солнечной небулы. Однако было установлено, что многие включения являются продуктами кристаллизации расплава. В включениях наблюдаются изотопные аномалии Ca, Ti, Sr, Ni и других элементов, что несовместимо с их прямой конденсацией из изотопногомогенного пара. Тем не менее минералогия свидетельствует об их образовании при высоких температурах, что указывает на их древность, равно как и существование изотопных аномалий, поскольку в ходе эволюции Солнечной системы происходит гомогенизация изотопных составов.

Относительные возраста групп хондритов (слева) и хондр (вверху).

Возраста формирования ахондритов Возраста, определенные по начальному содержанию Sr показывают, что аккреция ахондритовых тел произошла очень рано. Rb-Sr и Sm-Nd возраста показывают, что продолжительность магматических процессов составляла несколько миллионов лет

Одна из возможных схем образования хондритов

Структура родительских тел хондритов Образовавшееся твердое вещество должно агломерировать с образованием планетозималей. Основная часть планетозималей послужила строительным веществом планет, тогда как оставшиеся были представлены телами астероидальных размеров. Схемы предположительного строения родительских тел хондритов – концентрическая с внутренним (а) и внешним (импакт) источниками нагрева, обломочная (с) и пути образования хондритовых брекчий (d), (e).

Модель 200 -километрового астероида, образованного из CV хондритового вещества (Elkin. Tanton и др. , 2011). Остаточная намагниченность CV хондрита Allende предполагает существование эффекта динамо, возникающего в жидком металлическом ядре.

Энстатитовые хондриты могут рассматриваться как строительный материал для Земли.

Формирование системы Земля -Луна