Процессы образования и эволюции минерального вещества на ранних этапах развития Солнечной системы

Ульянов, Александр Анатольевич

Бесплатный автореферат и диссертация по геологии на тему
Процессы образования и эволюции минерального вещества на ранних этапах развития Солнечной системы
ВАК РФ 04.00.20, Минералогия, кристаллография

Автореферат диссертации по теме "Процессы образования и эволюции минерального вещества на ранних этапах развития Солнечной системы"

Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова

Геологический факультет ; " кафедра минералогии

2 к МАР 1997

На правах рукописи

Ульянов Александр Анатольевич

Процессы образования и эволюции минерального вещества на ранних этапах развития Солнечной системы (по метеоритным данным)

04.00.20 - минералогия, кристаллография

Диссертация в виде научного доклада на соискание ученой степени доктора геолого-минералогических наук

Москва - 1997

Работа выполнена на кафедре минералогии Геологического факультета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова.

Официальные оппоненты:

доктор геолого-минералогических наук, зав. лаб.

ГЕОХИ РАН А.Т. Базилевский

доктор химических наук, вед. научн. сотр.

ИЭМ РАН Е.Г. Осадчий

доктор химических наук, член-корр. РАН,

профессор МГУ B.C. Урусов

Ведущая организация:

Минералогический музей им. А.Е. Ферсмана РАН

Защита состоится 11 апреля 1997 г. в 1522 часов на заседании диссертационного совета Д.053.05.26 при Московском государственном университете им. М.В. Ломоносова по адресу: 117234 Москва, Воробьевы горы, МГУ, геологический факультет, ауд. 415

С диссертацией в виде научного доклада можно ознакомиться в библиотеке Геологического факультета МГУ

Диссертация в виде научного доклада разослана 07 марта 1997 г.

Ученый секретарь диссертационного совета

Общая характеристика работы

Актуальность темы. Происхождение Солнечной системы и расшифровка ранней истории ее становления относятся к важнейшим и фундаментальным вопросам современного естествознания. Интенсивное развитие таких научных дисциплин, как сравнительная планетология, теоретическое моделирование аккреции планет и эволюции протопланетного облака, изучение происхождения Луны и спутников планет - несомненно обогащает нас знаниями об основных этапах в истории развития Солнечной системы, но основа подхода к решению этого вопроса остается связанной с детальным лабораторным изучением метеоритного вещества, поскольку некоторые его типы (недифференцированные метеориты) содержат в себе запись ранних процессов и последовательности их протекания еще на допланетной стадии эволюции солнечной туманности. Теперь уже очевидно, что расшифровка этой записи связана не только с традиционным изучением минерального и химического состава отдельных составляющих метеоритов, но также и с детальным исследованием их изотопных характеристик, т. к. последние датируют время протекания отдельных событий, их длительность, а иногда определяют и источник вещества. Именно поэтому задача всестороннего изучения метеоритов представляется нам весьма актуальной в рамках проблемы образования Солнечной системы. Данная работа посвящена комплексному изучению минералогии, геохимии и изотопного состава раннего вещества Солнечной системы и представляет собой итог более чем 15-и летних исследований, начатых автором в ГЕОХИ РАН, а впоследствие продолженных на геологическом факультете МГУ им. М.В. Ломоносова.

Цель и задачи. Основной целью исследований было выяснение ограничений на природу и механизмы процессов, ответственных за образование твердого вещества на ранних этапах эволюции Солнечной системы. В соответствии с этим главные задачи можно сформулировать следущим образом:

- детальное минералого-петрографическое и геохимическое изучение недифференцированных метеоритов и их диалогических составляющих;

- выявление изотопных аномалий в метеоритном веществе и определение, их природы; выяснение возможности использования стабильных изотопов в геохронологических целях;

- проведение цикла работ по теоретическому моделированию процесса фракционной конденсации из высокотемпературного "силикатного" пара и экспериментальное изучение процессов конденсации и испарения силикатных систем;

- разработка и модернизация методов анализа внеземного вещества.

Научная новизна. Реализован подход, использующий комплекс методов минералого-петрографических и изотопно-геохимических исследований при изучении условий образования отдельных составляющих недифференцированных метеоритов. :

На примере метеорита Ефремовка показано, что даже наименее измененные тугоплавкие включения (крайне перспективные объекты для изучения процессов образования и изменения вещества на ранних этапах развития Солнечной системы) являются многостадийными образованиями, запечатлевшими в себе следы процессов конденсации, испарения, смешения, плавления, кристаллизации, вторичного преобразования, дробления и др.

Показано, что вещество в ранней солнечной туманности характеризовалось гетерогенным распределением, причем эта гетерогенность была проявлена на нескольких уровнях: 1 - гетерогенное распределение твердых составляющих газо-пыле-вого облака; 2 - гетерогенное распределение химических элементов (в первую очередь редких и рассеянных) в нем; 3 - гетерогенное распределение изотопов.

Показана полигенная природа раннего твердого вещества Солнечной системы. Практически во всех типах тугоплавких литологических составляющих недифференцированных метеоритов встречаются минералы и их ассоциации, образовавшиеся в разное время, в разных процессах и в разном астрофизическом окружении.

Для некоторых ранних минеральных ассоциаций оценены температуры образования, фугитивность и другие параметры среды. Установлены ранее неизвестные минеральные фазы (разнообразные сплавы платиноидов, вольфрама, молибдена, алюминаты и силикаты кальция и титана, вс-пироксен и др.), многие из которых могут быть новыми минеральными видами.

Изучение брекчированных метеоритов позволило установить новые типы метеоритного вещества - разнообразные ксенолиты, образование которых происходило на различных родительских телах. ' Совместное их нахождение в составе брекчированных метеоритов указывает на протекание интенсивного обмена твердым веществом между отдельными резервуарами на этапе аккреции родительских тел метеоритов.

Установлены закономерности в поведении ряда изотопов в метеоритном веществе. Изучен изотопный состав Н, О, Мд, 51, К, Са, "П, Яе и № в разных типах тугоплавких включений и других литологических составляющих углистых хондритов. Это позволило идентифицировать процессы, ответственные за образование твердого вещества в протосолнечной небуле.

Показано, что процесс вторичного преобразования тугоплавких включений не нашел своего отражения в изменении их изотопного состава кислорода, а носитель изотопно-кислородной аномалии входит не только в наиболее ранние высокотемпературные образования, но также содержится и в относительно низкотемпературных составляющих метеоритов, обогащенных летучими элементами.

Установлены гетерогенное распределение изотопа 50Т1 в высокотемпературных минералах тугоплавких включений и ассоциации изотопных аномалий (48Са-50"Л и 41К-26Мд), что указывает на привнос в раннюю Солнечную систему материала, синтезированного на заключительной стадии эволюции Сверхновых звезд, непосредственно перед изоляцией протосолнечной туманности. Получены дополнительные подтверждения присутствия короткоживущего изотопа гбА1 (т^ ~ 0.72 млн лет) в ранней Солнечной системе.

Впервые в метеоритном веществе достоверно зафиксирован избыток изотопа 41К, содержание которого коррелирует с величиной отношения 40Са/39К в анализированных зернах, что указывает на присутствие короткоживущего радионуклида

41Са (ту2 - 0,15 млн лет) в ранней Солнечной системе. Проведена оценка времени между последним событиеми нуклеосинтеза, предшествовавшим изоляции протосолнечной туманности, и образованием твердых тел в Солнечной системе. Полученная величина существенно меньше, чем считалось ранее, и составляет д - 0,6 млн лет.

Измерение значений D/H в водосодержащих фазах вторично преобразованных тугоплавких включений позволило оценить изотопный состав водорода на стадии аккреции вещества и формирования протопланет. Полученное нами значение D/H = 3,7-10"5 полностью соответствует теоретическим оценкам величины D/H в примитивной солнечной небуле.

На основании теоретического и экспериментального моделирования процессов образования тугоплавких включений показано, что вариации состава последних совпадают с трендами высокотемпературной фракционной конденсации и/или испарения силикатного материала.

На основании всего объема полученных минералого-геохимических и изотопйых данных рассмотрен один из возможных сценариев эволюции твердого вещества в первично-гетерогенной ранней Солнечной системе, включающий разнообразные процессы минералообразования.

Практическая значимость. Реализованный в работе комплексный подход к изучению отдельных минералов и их ассоциаций в недифференцированных метеоритах позволил получить большой объем аналитических данных, который представляется весомым вкладом в развитие современной космической минералогии, геохимии, изотопной космохимии, изотопной минералогии и расширяет наши знания о разнообразии вещества в Космосе.

Поскольку ксенолиты являются относительно распространенными составляющими некоторых типов метеоритов, то данные, полученные по их химическому и минеральному составу, важны при интерпретации результатов дистанционного зондирования поверхности планет и астероидов, а также результатов анализа грунта, получаемых спускаемыми космическими аппаратами.

Разработанные и модернизированные методы (растровое сканирование электронным зондом для определения хими-

ческого состава полиминеральных тонкозернистых объектов, локальный метод рентгенофлуоресцентного анализа с использованием синхротронного излучения, поиск и обнаружение рентгеноконтрастных фаз методом рентгеновской вычислительной микротомографии, филлосиликатный геотермометр и др.) могут быть с успехом применены и во многих других областях науки и техники.

Апробация работы. По теме диссертации было опубликовано более ста сорока печатных работ, главные из которых приведены в списке основных публикаций. Результаты исследований были также представлены на отечественных и международных научных конференциях, в том числе на XVIII-XXI Всесоюзных и XXII Российской конференциях по метеоритике и космохимии (Черноголовка, 1981, 1984, 1994; Таллин, 1987; Миасс, 1990), на VII Симпозиуме и VIII Всесоюзном симпозиуме по проблемам космохимии (Миргород, 1983; Ясиня, 1985), на XI-XIII, XV-XVIII, XX, XXII-XXVI, XXVIII Конференциях по Луне и планетам (Хьюстон, США, 1980-1982, 1984-1987, 1989, 19911995, 1997), на 48-ой, 52-54-ой, 56-57-ой, 59-ой Конференциях Метеоритного общества (Бурже, 1985; Вена, 1989; Перт, 1990; Монтерей, 1991; Вайл, 1993; Прага, 1994; Берлин, 1996), на XVII, XX и XXI Генеральных Ассамблеях Европейского геофизического союза (Вейсбаден, 1993; Гамбург, 1995; Гаага, 1996), на XIV, XX, XXI Симпозиумах по антарктическим метеоритам (Токио, 1989, 1995, 1996), на Российских, Всесоюзных и Международных конференциях по использованию синхротронного излучения (Новосибирск, 1984, 1986, 1988, 1990, 1992, 1994, 1996), на V Национальном симпозиуме по масс-спектрометрии (Ахмедабад, Индия1991), на XIV, XX, XXII и XXVI Российско-Американских Микросимпозиумах по сравнительной планетологии (Москва, 199.1; 1994; 1995, 1996), на X Всесоюзном симпозиуме по стабильным изотопам в геологии (Москва, 1984), на XIV Симпозиуме по геохимии изотопов (Москва, 1995), на VI Всесоюзном симпозиуме по изоморфизму (Звенигород, 1988), на 27-ом Международном геологическом конгрессе (Москва, 1984) и на XII Всесоюзном и XIII Российском совещаниях по экспериментальной минералогии (Миасс, 1991; Черноголовка, 1995).

Большая часть работы была выполнена на кафедре минералогии геологического факультета МГУ и в лаборатории

сравнительной планетологии и метеоритики ГЕОХИ РАН. В аналитической части исследования принимали также участие сотрудники геологического факультета МГУ (кафедры геохимии, кафедры и петрологии, кафедры кристаллографии и кристаллохимии) и ГЕОХИ РАН (лаборатории геохимии изотопов, космохимии и геохронологии, центральной лаборатории анализа вещества и лаборатории кристаллохимии). Совместные исследования проводились с сотрудниками Института ядерной физики им. Г.И. Будкера (СО РАН, Новосибирск), Института ядерной физики Чешской АН (Прага), Института геологии и геофизики СО РАН (Новосибирск), Томского политехнического университета, ВНИИГЕОСИСТЕМ (Москва), ВНИИГАЗ (пос. Развилка Московской обл.), National Geophysical Research Laboratory (Хайдерабад, Индия), Physical Research Laboratory (Ахмедабад, Индия), Lawrence Livermore National Laboratory (Калифорния, США), Shell Oil Company (Хьюстон, США), Naturhistorisches Museum (Вена, Австрия), McDonnell Center for the Space Sciences (Вашингтонский университет, США), Lunar & Planetary Laboratory (Аризонский университет, CtllA), Institute of Geophysics and Planetology (Гавайский университет, США), Institute of Meteoritics (Университет Нью-Мехико, США), Lockheed Martin Engineering and Sciences Company (Хьюстон, США), Max-Plank-lnstitut fur Chemie (Майнц, Германия), NASA (Хьюстон,' США).

' Благодарности. Автор хранит память о своих научных наставниках Г.П. Барсанове и Г.А. Крутове. С искренней признательностью автор вспоминает К.П. Флоренского, обстоятельные дискуссии и совместная работа с которым положили начало данному направлению исследования и повлияли на методологию настоящей работы. Автор искренне благодарен за дружескую поддержку и помощь в обсуждении полученных результатов практически всем сотрудникам, в, том числе и бывшим, кафедр минералогии, петрографии и петрологии МГУ, лаборатории сравнительной планетологии и метеоритики, лаборатории геохимии изотопов, космохимии и геохронологии ГЕОХИ РАН. Автор признателен А.Т. Базилевскому, A.A. Маракушеву, A.C. Марфунину, М.А. Назарову, Л.Л. Перчуку, В.И. Фельдману, Ю.А. Шуколюкову и A.Â. Ярошевскому, за научные консультации, а также Е.В. Гусевой, H.H. Кононковой и H.H. Коротаевой

за неоценимую помощь в получении разнообразных аналитических данных. Автор признателен также своим студентам и аспирантам, помогавшим ему практически на всех этапах работы, а также всем соавторам его научных публикаций. Особенно хочется выразить чувство искренней благодарности маме, жене и детям, создавшим, может быть в ущерб себе, благоприятный климат в семье для написания данной работы.

Заключительная часть работы была выполнена при частичной финансовой поддержке РФФИ (гранты N 94-05-16656, N 94-05-17962, N 95-05-14152, N 96-6-15л и N 96-05-65144), Международного научного фонда (грант ISF 1994 года и грант N MPZ000), гранта Международного научного фонда и Правительства Российской Федерации N MPZ300 и гранта Международной Соросовской Программы Образования в Области Точных Наук (Института Открытого Общества) N d107.

Глава 1. Фактический материал и методы исследования.

В основу работы положен анализ результатов изучения каменного материала, полученного для проведения исследований из метеоритных коллекций Комитета по метеоритам РАН, ГЕОХИ РАН, Государственного геологического музея им. В.И. Вернадского, Космического центра им. Джонсона (НАСА, США). В ходе работе также были исследованы образцы лунного грунта из Национальной коллекции, доставленные на Землю АЛС серии "Луна" и экспедициями "Аполлонов" и хранящиеся в ГЕОХИ РАН,.

В работе использован комплекс методов исследования вещества. Элементный состав минералов определялся на элек-тронно-зондовых рентгено-спектральных микроанализаторах Hitachi, Сamebax Microbeam (ГЕОХИ РАН), Camebax Micro (NGRL, Хайдерабад, Индия), ARL (NMNH, Вена, Австрия), Camscan, Cameca SX-50 (МГУ). Для определения содержаний редких и рассеянных элементов в метеоритах и лунных частицах использовались инструментальный нейтронно-активацион-ный анализ (ГЕОХИ РАН, Томский политехнический университет, Институт ядерной физики Чешской АН, Аризонский университет, Химический институт им. Макса Планка), ионное микрозондирование (Вашингтонский университет, США) и рентгено-

флуоресцентный анализ с применением синхротронного излучения (РФА-СИ). Последние работы выполнялись в ИЯФ СО РАН (Новосибирск) на накопительных кольцах ВЭПП-3 и ВЭПП-4. Определение, изотопного состава легких элементов проводилось на масс-спектрометрах МИ-1332 и МАТ,-250 в лабораториях ГЕОХИ РАН и ВНИИГАЗ. Изотопный состав .элементов с 7 > 12 определялся на ионных микрозондах 1М8-ЗР (ГИРЕДМЕТ), 1МЭ-4Р (РЯЬ, Ахмедабад, Индия; Вашингтонский университет, США; фирма "Сатеса", Франция). В работе,также использованы данные по экспериментальному изучению процессов испарения и конденсации силикатных систем в вакууме, полученные главным образом, в ГЕОХИ РАН, и результаты теоретического моделирования,.конденсационных процессов.

В ходе выполнения исследования автор принял участие как в разработке новых методов анализа, так и в усовершенствовании и применении уже существующих методических приемов для работы с внеземным веществом.

Достижениями в этой области могут служить следующие примеры: (¡) экспериментальное обоснование метода сканирования электронным зондом для определения валового состава полиминеральных объектов при использовании волновых и энергодисперсионных детектирующих систем [Ульянов и др., 1991]; (И) применение РФА-СИ для изучения распространенности редких и рассеянных элементов в микрообъектах [Барышев и др., 1984; Тарасов и др., 1989; 1996; Тагавоу е.а., 1985; 1987; 1989; 1995; КикЗгузПоуа е.а., 1989]; (Ш) применение метода вычислительной рентгеновской, микротомографии для целенаправленного поиска фремдлингов и металл-сульфидных срастаний в тугоплавких включениях [БатогойБ^у е.а., 1994]; (¡V) реализация оригинального метода высокотемпературной конденсации на трапецевидном экране, который позволил впервые экспериментально определить последовательность конденсации химических элементов из высокотемпературного силикатного пара [Шуапоу е.а., 1980; Ульянов, 1983]; (V) разработка мономинерального изотопного геотермометра для филлосиликатов - одного из основных компонентов в матрице некоторых типов углистых хондритов [Устинов, Ульянов, 1996].

Глава 2. Минеральный состав твердого вещества на

ранних этапах развития Солнечной системы

На сегодняшний день общее число минералов и их разновидностей, установленных в космическом веществе, превысило 500 и продолжает расти [Ярошевский, Ульянов, 1994]. Однако число минеральных фаз, образование которых связано с процессами протекавшими на ранних стадиях развития газопылевой туманности, существенно меньше.

; Одними из наиболее ранних макроскопических твердых образований Солнечной системы являются так называемые тугоплавкие (или белые) включения в углистых хондритах - полиминеральные выделения часто округлой формы, размер которых обычно не превышает 3-5 мм. В литературе к ним часто применяют аббревиатуру CAIs (Ca.AI-rich Inclusions). Первоначально CAIs были описаны Строкаем (1961) в углистом хондри-те Kaba, но только после падения в 1969 г. метеорита Allende интерес к этим объектам существенно возрос. К главным минералам тугоплавких включений можно отнести мелилит, фасса-ит, анортит, шпинель, перовскит, гибонит, тэнит и камасит. По структуре, форме, минеральному и химическому составу тугоплавкие включения подразделяются на ряд типов, обычно обозначаемых заглавными буквами английского алфавита (А, В, С и т. д.), некоторые из которых имеют смысловую нагрузку, например, F - тонкозернистые (finegrained) или I - промежуточные (intermedium) и др. Пионерские работы Л. Гроссмана, Г. Курата и многих других исследователей заложили фундамент нового направления в космохимии - изучения процессов образования минерального вещества на самых ранних этапах развития Солнечной системы, а именно, процессов высокотемпературной конденсации твердого вещества из силикатного пара и селективного испарения ранее существовавшего твердого материала с образованием тугоплавких реститов - прообраза современных CAIs. Долгое время в литературе обсуждались эти альтернативные модели образования твердого вещества в условиях ранней Солнечной системы на примере CAIs из метеорита Allende, но только после проведения многочисленных исследований подобных объектов из других углистых хондритов стало очевидно, что тугоплавкие включения - образования

сложные и многостадийные. Этот вывод был одним из основных защищаемых положений автора при написании им десять лет назад кандидатской диссертации. Практически во всех типах СА1з можно найти минералогические, петрографические, химические или изотопные доказательства протекания самых разнообразных процессов на ранних стадиях эволюции Солнечной системы, включающих конденсацию, испарение, смешение вещества, плавление, кристаллизацию, преобразование, дробление, аккрецию и др. [Ульянов и др., 1993]. Каждый из этих процессов наложил свой отпечаток на современный облик СА1б. Однако следует подчеркнуть, что масштаб проявления процессов в разных типах СА1б существенно различается. В дальнейшем, при описании главных или наиболее генетически-информативных минеральных фаз мы будем акцентировать внимание на идентификации тех основных процессов, которые привели к наблюдаемым особенностям химического или изотопного состава рассматриваемых минералов.

Однако наиболее ранним твердым веществом, образованным во Вселенной и доступным нам для проведения лабораторных исследований, являются так называемые досолнеч-ные (или межзвездные) минеральные зерна, установленные в составе матрицы некоторых углистых хондритов, реже - в СА1б и совсем редко - в хондрах. В двух последних литологических составляющих эти досолнечные фазы представлены реликтовыми минеральными зернами (большей частью - шпинелью и перовскитом), сохранившимися и пережившими многократные процессы плавления и изменения вещества на протяжении всей истории формирования и развития Солнечной системы. При описании отдельных минералов, там где это возможно, мы приводим доказательства присутствия досолнечных минеральных зерен в составе метеоритов или опровергаем предложенную нашими коллегами досолнечную природу некоторых экзотических фаз.

Перовскит в большинстве тугоплавких включений представлен маленькими (5-10 мкм) изометричными зернами или их сростками и по химическому составу отвечает практически чистому СаТЮз; суммарное содержание элементов-примесей редко превышает 1-2 мае. %. Оптическое и электронно-зондовое изучение перовскита показало, что он является крайне мало-

информативным минералом для выяснений условий генезиса его ассоциации: постоянство состава главных элементов, и однообразная форма зерен осложняют поиски критериев принадлежности перовскигов к продуктам определенных процессов минералообразования. Тем не менее, минералого-геохими-ческое и изотопное изучение этого минерала позволило прийти к абсолютно противоположному заключению.

По данным выполненого нами детального электронного и ионного микрозондирования [Назаров и др., 1984; Ра1теу е.а., 1985] перовскиты, находящиеся на границе включения/кайма, по сравнению с перовскитами из центральных участков включения обогащены 2г (х2), Бс (х1,2), N6 (х1,6), У (х1,2) - тугоплавкими литофильными элементами (Рис. 1), что может быть интерпретировано как результат более высокотемпературного образования ассоциации каймы (на это также указывает обогащение мелилита из каймы геленитовым миналом). Однако по характеру фракционирования р.з.э. перовскиты каймы и ядра неразличимы, и, несмотря на то, что содержание р.з.э. относительно С1-хондритового уровня колеблется от -400 до -740, какие-либо систематические различия между двумя типами перовскитовых зерен нами не установлены [РаИеу е.а., 1985]. Р.з.э. в перовскитах слабо фракционированы относительно друг друга за исключением Ей, образующего резкую отрицательную аномалию (рис. 2). Комплементарность спектров р.з.э. для сосуществующих мелилита и перовскита в ряде включений показала, что -90 % Ей сосредоточено в мелилите: в то время как -95 % других р.з.э. входят в состав перовскита, что находится в полном соответствии с конденсационными расчетами Л. Гроссмана и др. (1977) для примитивной солнечной небулы.

Высокое содержание Т|' в перовските делает его крайне перспективным объектом для исследования "повсеместной" аномалии в распространенности изотопа 50Л, ранее установленной для валового состава СА1з (Меплеуег, 1_идта1'г, 1981). Проведенные нами исследования изотопного состава титана [ЯаЬеу е.а., 1985; СоБхл/агти е.а., 1991] в отдельных минеральных фазах из СА1б показали, что эта аномалия вовсе не является "повсеместной" и даже в пределах одной и той же минеральной фазы индивидуального включения наблюдается гетерогенное распределение изотопа 50Т1. Так, например, перовскиты из

различных зон сложного по составу, включения Е50 характеризуются как нормальным, так и избыточным содержанием изотопа 50Ti; положительная аномалия в распространенности 5oTi также установлена в сосуществующих с перрвскитом гибоните и пироксене. Для трех измеренных зерен перовскита из другого хорошо изученного включения Е2 в пределах ошибки измерения (2стизм = ±2 %о) аномалии в рапространенности изотопов титана не установлены. Полученные нами данные о различии распространенности изотопа 50Ti в перовскитах указывают на возможное нахождение в метеоритном веществе реликтовых (досолнечных) перовскитовых зерен, вошедших в CAIs во время аккреции последних и сохранивших в себе ядерные аномалии пристинного вещества Солнечной системы. Для изотопно-аномальных (по титану) перовскитов включения Е50 установлен также избыток изотопа 48Са [Goswami е.а., 1991]. Ассоциация изотопных аномалий 4RCa и 50Ti - двух нейтронно-избыточных изотопов - свидетельствует, что в вещество реликтовых перовскитовых зерен вошел материал, синтезированный на одной из заключительных стадий эволюции Сверхновой звезды.

Рис. 1. Содержание 2Ю2 в перовскитах из каймы и ядра включения Е2 (по данным электронно-зондового микроанализа).

Рис. 2. Типичный спектр р.з.э. в перовските из включе-ния Е2 (по данным ионно-зондового микроанализа [РаЬеу е.а., 1985].

Пример комплексного подхода к изучению перовскитов из СА1э весьма показателен. Малоинформативный минерал с точки зрения рутинного минералого-петрографического изучения оказался крайне информативным и важным после изучения его детальной геохимии и изотопного состава. Мы видим, что серые однообразные зерна перовскита на самом деле являются полигенным материалом, запечатлевшим в своем составе отдельные этапы эволюции вещества в истории становления Солнечной системы: это - и реликтовое вещество, образованное во внутренних оболочках сверхновых звезд, и продукты процессов конденсации из высокотемпературного газа, и продукты кристаллизации силикатных расплавов.

Шпинель. В большинстве неизмененных СА1э шпинель представлена алюмомагнезиальной разновидностью [Ульянов и др., 1981; Назаров и др., 1984] и состав ее приблизительно отвечает теоретической формуле МдА1204. Наиболее вариабиль-ной примесью в шпинели является Яе, максимальное содержание которого отмечено для сильно измененных СА1з [Бирюков, Ульянов, 1996]. Содержания других элементов-примесей (Сг, V, Л, Мп, Э¡, Са) редко превышают первые десятые доли процента [Ульянов и др., 1990]. Присутствие в некоторых проанализированных шпинелевых зернах СаО нельзя объяснить только захватом сосуществующих со шпинелью кальциевых силикатов при проведении электронно-зондовых измерений, поскольку корреляция СаО уэ ЗЮ2 не установлена [Ульянов и др., 1990]. С другой стороны, шпинель и СаА1204 практически не образуют твердых растворов (Бережной, 1970), поэтому нет оснований для предположения об изоморфном вхождении Са в структуру шпинели. Вероятно, повышенное содержание кальция в шпинели связано с присутствием в последней нанометровых включений фазы СаО, недавно установленной в СА1б некоторых хон-дритов (вгезЬаке е.а., 1996) методом АТЕМ. Отклонения в составе шпинели от стехиометрии можно объяснить не только присутствием нановключений корунда и периклаза. Дефицит суммы катионов легко устранить частичным переводом элементов переменной валентности (Д Сг, V) в восстановленные формы ("П3+, Сг2+, \/2+). Однако следует отметить, что шпинель - стехи-ометричное соединение только в низкотемпературной области: согласно экспериментальным данным (Бережной, 1970) при

высоких температурах МдО растворяется в шпинели до 12 мол. %, а А1203 - до 85,5 %. Поэтому вопрос о причинах отклонения некоторых анализов шпинели от стехиометрии остается открытым. Тем не менее высокотемпературная природа шпинели сомнений не вызывает, а возможность нахождения нановключе-ний СаО может отчасти являться косвенным аргументом в пользу того, что по крайней мере некоторые зерна шпинели могли иметь конденсационное происхождение. В пользу последнего свидетельствуют также результаты наших работ по изучению фракционирования изотопов магния в сосуществующих шпинелях и мелилитах из различных типов СА1з [боэмагп! е.а,, 1990; 1992; 1994; БппК/азап е.а., 1991]. Ион-микрозондо-вое -исследование позволило нам установить две популяции зерен шпинели (рис. 3): относительно мелкие зерна характеризуются ; высоким значением величины внутреннего фракционирования Р(Мд), определяемой как Р(Мд) = [Д25Мд(об'разец) - Д25Мд(стандарт)] (%о/а.е.м.), где Д25Мд = [(25Мд/24Мд)измер/(25Мд/24Мд)эхалон - 1] х -1000 (%о); крупные -низким значением Р(Мд). В пределах ошибки (± 2с) величина Р(Мд) для крупных зерен согласуется с данными по измерению внутреннего фракционирования изотопов Мд в сосуществующих мелилитах. Какие-либо химические различия в зернах шпинелей с разными величинами Р(Мд) не установлены. Тем не менее в каймах вокруг включений зерна шпинели с высокой величиной Р(Мд) -явно доминируют. Наличие двух типов зерен шпинели: указывает на ее полигенность: если генезис относительно крупных зерен можно связать с процессами кристаллизации силикатного расплава, то высокая величина внутреннего фракционирования: изотопов Мд в мелких зернах шпинели может быть объяснена только за счет образования последней в системе пар-твердое вещество (или пар-расплав), т.е. за счет процессов конденсации или испарения. Все эти данные указывают на протекание процесса частичного плавления протовещества СА1б в ранней Солнечной системе и позволяют рассматривать популяцию мелких выделений шпинели в качестве реликтовых минеральных зерен [Соэу/агт е.а., 1994]. Следует особо отметить, что наши изотопно-кислородные данные показывают максимальное обогащение изотопом 160 именно шпинелевой фракции [Шуапоу е.а., 1985; Ульянов и др., 1987]. Поэтому

п --

-,-1-1-

О 1000 2000 3000

Расстояние от края включения (мкм)

Рис. 3. Фракционирование изотопов магния в мелилите (незакрашенные символы) и шпинели (закрашенные символы). Мелкие (квадратики) и крупные (кружочки) зерна шпинели отличаются между собой по величине внутреннего фракционирования Р(Мд) (по [Соэууаггн е.а., 1994]).

доказательство полигенной природы минеральных фаз и присутствие реликтовых зерен шпинели в СА1э может помочь в объяснении аномального характера фракционирования изотопов кислорода в тугоплавких объектах углистых хондритов (см. Главу 3).

Гибонит и другие кальциевые алюминаты. В системе СаО-А^Оз известно семь кальциевых алюминатов (Бережной, 1970), два из которых - гибонит (СаА^О^) и гроссит (СаА1407) - достоверно установлены в составе тугоплавких объектов углистых хондритов. В работе [Ульянов и др., 1990] описана находка в одном из тугоплавких включений Ефремов-ки промежуточного между гибонитом и гросситом кальциевого алюмината, ранее установленного нами в рестите от испарения силикатных расплавов. Наиболее распространенным кальциевым алюминатом в метеоритах является гибонит. Обычно он

содержит существенные количества Д Мд, 81, V, Сг, схема изоморфного вхождения которых (2Я3+ -» Я2+ + И4"1") была рассмотрена в наших первых работах по изучению СА15 Ефремовки (см., например, [Назаров и др., 1984]). В работе [Ульянов и др., 1990] показано, что процессы конденсации или испарения могли быть ответствены за образование кальциевых алюминатов в метеоритах. Однако выполненное нами изучение изотопного состава Мд, Са и "П в гибонитах и установление аномалий в распространенности этих изотопов в некоторых гибонитовых зернах из СА1б Ефремовки [С05\л/агш е.а., 1991] указывает на полигенность метеоритного гибонита, раннее его происхождение и присутствие в его составе привнесенного внесолнечного компонента.

Мелилит. Минералы группы мелилита в тугоплавких включениях представлены промежуточными членами изоморфного ряда геленит Са2А1[А18Ю7]- окерманит Са2Мд[81207], причем состав мелилитов может являться своеобразным классификационным параметром для определения типа СА15. Наиболее высокотемпературные включения (обогащенные ги-бонитом и СА1э типа А) характеризуются существенно глиноземистым составом (до Ак4.20). Практически чистый геленит (Ак>2) отмечен в составе многослойных кайм, часто окружающих тугоплавкие включения. Мелилиты состава Ак40.70 характерны для пироксен-содержащих СА1б типа В - наиболее распространенных грубозернистых тугоплавких объектов. Практически'чистый окерманит (Ак>9э) отмечен в составе измененных СА1б. Для большинства индивидуальных зерен мелилита тугоплавких включений установлена зональность в распределении Мд и А1. Образование прямой зональности (уменьшение глино-земистости от центра зерна к периферии) может быть понято из диаграммы состояния системы Са2А125Ю7-Са2Мд51207. Случай обратной зональности, которая характерна не только для некоторых индивидуальных зерен, но и для тугоплавких включений в целом (главным образом включений типа В) можно связать с протеканием процессов высокотемпературного селективного испарения протоСА^ при одновременной их кристаллизации. Возможность образования включений (и слагающих их минералов) по последнему механизму находит подтверждение в данных по изучению внутреннего фракциони-

рования изотопов магния, полученных нами для относительно большой коллекции СА1э [ЭптуэБап е.а., 1991; бовууаггп е.а., 1994], а также в экспериментальных данных по изучению процесса селективного испарения силикатных расплавов [Ульянов, 1983]. Прямая корреляция глиноземистости мелилита и величины внутреннего фракционирования (рис. 4) - одно из убедительных доказательств протекания процессов испарения в истории формирования современного облика СА1з. Вероятно этот процесс протекал достаточно быстро и, как следует из данных по изучению распределения р.з.э. между сосуществующими мелилитом и пироксеном в СА1б (рис. 5), равновесие при

80 с- 60

1 40 20

{ * I

1000 2000 3000

Расстояние от края включения (мкм)

Рис. 4. Вариации в содержании окерманитового минала (Ак) и характер фракционирования изотопов Мд в мелилите из включения Е40 (по [боэмагги е.а., 1994]).

этом явно не достигалось [Ульянов и др., 1984; Ыуапоу, Ко1е-боу, 1984].-Об этом также говорите одновременное наличие в пределах некоторых тугоплавких1 включений двух Типов мёлили-товых дерен, характер: фракционирования р.з.э. в которых существенно различается (рис. 6). В пользу кристаллизации ме-лилита из расплава для СА1б типа В свидетельствует также ПОС-

Та , Pr Sm Gd íh Er Yb

Рис. 5. Характер распределения р.з.э. между сосуществующими пироксеном и мелилитом в CAIs из хондритов Ефремовка (наши данные) и Allende (лит. данные); равновесные значения - по (Nagasawa е.а., 1977),

тоянное присутствие в магнезиальных мелилитах примеси натрия (конденсационная модель не допускает вхождение Na в структуру высокотемпературного мелилита). Однако само вещество мелилит-обогащенных тугоплавких включений типа В образовалось за счет протекания высокотемпературных конденсационных процессов, о чем свидетельствует одновременное обогащение CAIs геохимически несовместимыми элементами, например, такими как платиноиды и р.з.э., что было показано нами ранее [Назаров и др., 1984].

Рис. 6. Спектры фракционирования р.з.э. в мелилитах из включения Е37. Отчетливо выделяются два типа зерен, отличающихся по фракционированию тяжелых р.з.э.

Пироксены. В большинстве тугоплавких включений пироксен (фассаит) можно рассматривать как породообразующий минерал. Состав его изменяется в очень широких пределах. Обычными элементами примесями в пироксенах из СА1э являются Л и А1; содержание ТЮ2 и А120з в некоторых включениях типа А могут достигать 16 и 25 мае. %, соответственно [Ульянов и др., 1993]. Иногда в пироксенах из СА1б присутствуют существенные количества Сг203 (до 3 %), \/2Оэ (до 5 %) и 5с20з (до 7-11 %). Одновременное нахождение разнообразных по составу пироксенов в пределах единого СА1 может являться косвенным указанием на первичную гетерогенность протовключения или полигенность минералов пироксено-вой группы. Расчет кристаллохимических формул пироксенов (на 6 атомов О) с использованием стандартной степени окисления титана (4+) приводит к дефициту суммы катионов, причем наблюдается отрицательная корреляция суммы катионов и содержания Л (рис. 7). Подобная закономерность неоднократ-

но отмечалась нами ранее [Ульянов и др. 1990; 1993] и связана с присутствием части титана в трехвалентном состоянии. Оценка отношения "П3+/"П4+ по данным электронно-зондового микроанализа не отличается большой точностью, тем не менее можно с уверенностью констатировать, что в большинстве пи-роксенов из тугоплавких включений типа А доминирует трехвалентный титан; отношение "П3+/Т14+ >1; т.е. в составе рассматриваемых пироксенов наблюдается преобладание ТИермаки-тового минала (Са"П3+А15Ю6) над гипотетическим СаИ4+А120б. Вероятно вхождение "П3+ в алюмопироксен стабилизирует структуру последнего и создает предпосылки для образования

0.7 -,

0.6 -

~ 0.5 - 1+

® 0.4 - т

£ 0.3 -

¡= 0.2 -

0.1 -

0 -

3 4

Сумма катионов (ф.е.)

Рис. 7. Отрицательная корреляция содержания "П и суммы катионов в кристаллохими-ческих формулах пироксенов из тугоплавких включений углистого хондрита Ефре-мовка указывает на присутствие титана частично в восстановленной форме (ТЩ

"П-чермакита при относительно низком давлении [Ульянов и др., 1993]. Обычно для описания состава пироксенов из СА1з используется минальг. СаМд5'|206, СаА1А13Юб, СаТ'|4+А1206 и Са"П3+А18Юр, ПРИ этом вхождение катионов П3+ и Я4+ в структуру,диопсида описывается стандартными схемами гетерова-лентного изоморфизма: Н2+(У1)+514+(1У)->Я3+(У1)+П3+(У1) и П2+(У1)+2514+(1У)->Н4+(У1)+21Ч3+(У1). Схема изоморфного замещения "П4+-»314+ в природных пироксенах не реализуется. В своей работе [Ульянов и др., 1990] мы привели доказательства возможного протекания изоморфных замещений в пироксенах с участием вакансий. Дальнейшее рассмотрение особенностей химического состава пироксенов показывает, что наиболее вероятную схему вакансионного изоморфизма можно представить в виде: 0,5Са2+(М2)+Мд2+(М1)->0,5а(М2)+Л3+ (М1), т.е. при описании кристаллохимии Т1-А1-пироксенов

из СА1э к четырем стандартным миналам следует добавить ми-нал типа Сао^Оо^Т^^гОе]. Образование пироксеновой ассоциации в СА1э происходило в восстановительных условиях (о чем свидетельствует присутствие "Л34) [Ульянов и др., 1990] и, вероятно, при высоких скоростях кристаллизации, приведших к образованию большого количества дефектов/вакансий в структуре пироксенов и сказавшихся на отсутствии достижения химического равновесия с сосуществующим мелилитом, как это следует из данных по распределению р.з.э. (см. раздел "Мели-лит") [Ульянов и др., 1984; Шуапоу, Ко/еэсу, 1984]. Установленная нами аномалия в распространенности изотопа 50~П [Райеу е.а., 1985] для некоторых пироксенов из СА1э говорит о том, что по крайней мере часть пироксеновых зерен может быть отнесена к реликтовым - непереплавленным составляющим протоСА1з. На участие внесолнечного вещества при образовании пироксеновой ассоциации тугоплавких включений также указывают наши данные [БппЬ/аэап е.а., 1993; 1996] по содержанию ныне уже вымершего нуклида 41Са в ранней Солнечной системе (см. Главу 3), а также данные по аномальной распространенности изотопа 1бО, полученные нами [Ульянов и др., 1987] для пироксеновой фракции СА1э (по абсолютной величине 160-аномалия в пироксенах уступает лишь аналогичной аномалии в сосуществующей шпинели). Таким образом, мине-ралого-геохимические и изотопные данные вновь указывают на полигенную природу вещества, образованного на ранних стадиях эволюции Солнечной системы, теперь уже на примере пироксенов из тугоплавких включений.

Плагиоклаз в большинстве неизмененных тугоплавких включений представлен практически чистым анортитом. Доказательства его раннего происхождения и присутствия в нем вещества, синтезированного во внутренних оболочках Сверхновых звезд, фиксируются по данным Мд-А1 изотопной систематики. Поскольку плагиоклазы практически не содержат Мд, а А1 в них является минералообразующим элементом, то во все плагиоклазы, образованные на ранних стадиях развития Солнечной системы (через небольшой промежуток времени после взрыва Сверхновой в окрестностях протосолнечной туманности) должен был войти относительно короткоживущий изотоп 26А! (Т1/2 = 0,72-106 лет), распад которого приведет к появле-

нию положительной аномалии в распространенности изотопа 26Мд, что в действительности установлено многими исследователями при изучении CAjs из Allende и других углистых хондри-тов; нами избыток 26Мд неоднократно наблюдалось при ионном микрозондировании анортитов из хондритов Ефремовка и Грозная [Goswami е.а., 1990; 1991; 1993; 1994]. Исходя из литературных данных, в большинстве плагиоклазов из хондр 26Мд-аномалия не установлена. Последнее обстоятельство позволяет рассматривать хондры как более поздние образования по сравнению с CAIs.

Тэнит и камасит. Составы тэнита и камасита в метал-личекой фазе тугоплавких включений варьируют в широких пределах (рис. 8). Содержание Со в камасите достигает 5-6 мае. %, что по нашим данным [Nazarov е.а., 1987] может указывать на более высокотемпературное его образование. Увеличение содержания Со, как правило, сопровождается уменьшением концентрации Ni. Прямая корреляция Ni vs Со неоднократно привлекалась в качестве довода в пользу конденсационного происхождения металла в хондритах. Обратная корреляция Ni vs Со, установленная в камаситах из CAIs Ефре-мовки, связана с процессами, протекавщими уже в постконденсационную стадию и обусловлена, вероятно, главным образом кристаллохимическими факторами. Поскольку в большинстве включений тэнит доминирует, а камасит играет подчиненную роль, то валовое содержание Ni и Со в металлической фазе определяется отношением Ni/Co в тэнитах. Для большинства рассматриваемых тэнитов из Ефремовки атомное отношение Ni/Co близко к космическому, что можно рассматривать в качестве дополнительного аргумента в пользу конденсационного происхождения металла в тугоплавких включениях.

Равновесное распределение Со между сосуществующими тэнитом и камаситом является функцией температуры. Используя график (Afiattalab, Wasson, 1990), мы определили температуры равновесия металла в пяти индивидуальных Fe-Ni выделениях из включения Е38, где число анализов было достаточным для расчета ошибки определения темпера-туры. Полученные данные (533±29, 545±51, 543±27, 549±21 и 530±40 °С) в пределах точности (±1.5о) совпадают. Таким образом, нет оснований полагать, что температуры равновесия

Ni, мае. %

Рис. 8. Вариации в содержании Со в тэнитах и камаситах из тугоплавких включений Ефремовки по данным электронно-зондового микроанализа.

металла во включении Е38 различались для отдельных металлических зерен. Это позволило нам рассчитать для оставшихся 27 тэнит-камаситовых зерен (где статистика определения содержания Со в тэнитах и камаситах была существенно хуже) температуру равновесия металла (548+15 °С). Из полученных температурных оценок мы определили среднюю температуру равновесия для металла в CAI Е38; эта величина равна 541±13(1.5ст) °С. Оценки температур равновесия металла в кайме для трех образцов включения Е38 также совпадают между собой (576±35, 586±23 и 595±41 °С), однако среднее значение (586+20 °С) несколько превышает температуру равновесия металла в самом включении Е38. Температура равновесия металла в матрице хондрита (540+54 °С) в пределах точности наших определений неотличима от температур равновесия металла в кайме и самом включении Е38.

Фремдлинги. Впервые термин Fremdling (от нем. "чужеродный") был предложен А. Эль-Гореси и др. (1978) для металлических частиц, содержащих самостоятельные выделения элементов платиновой группы, W, Мо, а также их сульфидов и

окисных соединений. Некоторое время в литературе дискутировался вопрос о внесолнечном происхождении этих экзотических объектов. Однако данные по изотопному составу Mg, Ca, Fe, Mo и Ru (Hutcheon e.a., 1985), а также Fe и Ni, полученные нами в 1985-87 гг. и впоследствии подтвержденные французскими исследователями (Schuhmacher, 1987; 1988), однозначно показали, что образование фремдлингов происходило из вещества Солнечной системы: изотопные отношения для всех изученных во фремдлингах элементов не отличаются от солнечных значений. После установления "солнечной" природы фремдлингов дискуссия об их происхождении не прекратилась, а наоборот, только усилилась. Предложенные принципиально разные концепции генезиса фремдлингов поделили исследователей на два лагеря: сторонников происхождения фремдлингов вне включения-хозяина (ранняя высокотемпературная конденсация тугоплавких металлических капель и последующая их аккреция в процессе роста тугоплавких включений) и сторонников происхождения фремдлингов во включении-хозяине (ранняя кристаллизация металла и последующие вторичные процессы его изменения). Приверженцами этих двух принципиально разных гипотез были предложены всевозможные аргументы в пользу отстаиваемого ими механизма генезиса фремдлингов и опровержения точки зрения оппонентов. Тем не менее блестящие работы, выполненные Дж. Бламом, П. Сильвер-стром, Дж. Амстронгом, Д. Варком, X. Палме, А. Эль-Горези и Другими исследователями (хотя и принадлежащих разным лагерям), дали обилие фактического материала для обсуждения минералогии, геохимии и генезиса этих объектов. Большая часть работ зарубежных исследователей была выполнена на веществе хондрита Allende, претерпевшего в истории своего становления изменения минерального и химического состава, вызванные целой серией процессов вторичного преобразования.

Практически полное отсутствие вторичных изменений в тугоплавких включениях Ефремовки ставит эти последние объекты несколько обособлено. Фремдлинги Ефремовки можно рассматривать как пристинные, т.е. как аналоги протовещества фремдлингов Allende, Lance и некоторых других углистых хон-дритов. Это существенно повышает их роль в правильном

понимании генезиса CAIs, а тем самым и ранних процессов образования твердого вещества в Солнечной системе. На протяжении последних десяти лет мы неоднократно возвращались к проблеме происхождения металла, в том числе и фремдлингов, в тугоплавких включениях [Nazarov е.а., 1987; Ульянов, Конон-кова, 1990; Samorodskiy е.а., 1994; Krasnov е.а., 1994;]. Нами детально изучены многие десятки металлических выделений в CAIs Ефремовки самыми разнообразными методами: ИНАА, РФА-СИ, ионное микрозондироание, рентгеновская томография, оптическая микроскопия, СЭМ, ЭЗМА. Основные выводы этих исследований позволяют представить следующий сценарий образования металла в тугоплавких объектах.

Наблюдаемое разнообразие фремдлингов в пределах одного единого включения невозможно объяснить процессами ликвации или кристаллизации силикатно-металЛического расплава; более того, на субмиллиметровой шкале установлены металлические включения, образование которых происходило при существенно различающихся окислительно-восстановительных условиях среды, о чем наглядно свидетельствуют различия абсолютных 1 величин аномалий в распространенности W и Мо (рис. 9). Установленный характер нормированных спектров хорошо совпадает с теоретически предсказанным (Fegley, Palme, 1985) для высокотемпературных конденсатов из солнечного газо-пылевого облака. Таким образом, есть все основания полагать, что большая часть вещества, слагающая фремдлинги, консолидировалась вне пределах включения-хозяина, т. е. в результате процессов конденсации из высокотемпературного газа и слипания микрочастиц (или микрокапель). Вероятно на этой стадии солнечная небула была гете-рогенна, по крайней мере по отношению Н2О/Н2, что определило различие в фугитивности кислорода в отдельных ее частях, превышающее величину в 2-3 порядка; Турбулентные движения привели к перемешиванию твердого вещества в солнечной небуле и, впоследствии, к его аккреции на растущие np0T0CAIs. Скорости остывания частично или полностью расплавленных np0T0CAIs в различных участках небулы варьировали. Высокие скорости остывания привели к образованию капель: или интер-стиционных выделений металла, сложенных преимущественно низконикелевым тэнитом; низкие - к обособлению камасита,

А,

О О

W Re Os ir Mo Ru Pt

0.01 -0.001 0.000.1

и О

W Re Os Ir Mo Ru Pt.

0.001 -0.0001

W Re Os Ir Mo Ru И

W Re Os Ir Mo Ru Pt

O O

10 1

0.1 0.01 0.001 0.0001

Рис. 9. Обеднение W и. Mo в различных фремдлингах включения Е38 (пунктир - по данным электронно-зондового микроанализа). Точечная линия - расчет для солнечного отношения 'НгО/Нг = 5-Ю*4; сплошные линии - рассчитанные значения (Fjgley, Palme, .1985) для Н20/Н2-отношений 5-Ю'3 (а), 5-10"? (в) и 10"1 (г).

тэнита и аваруита в качестве самостоятельных минеральных фаз. Вероятно на этой же стадии образовались и индивидуальные выделения тугоплавких сидерофильных элементов вследствии различия их кристаллических структур по сравнению с вмещающими тэнитом и камаситом.

Дальнейшая история становления нынешнего облика фремдлингов еще более туманна. Ясно, что процессы вторич-

ного преобразования нанесли свой отпечаток на химический и минеральный состав фремдлингов, однако до сих пор остается непонятным - где именно (в небуле или на уже сформировавшимся родительском теле) протекали эти процессы. В своих построениях мы придерживались того, что преобразование вещества, металлических выделений в СА1э могло и не быть одностадийным. Например, прерывистость V- и Р-обогащенных кайм вокруг некоторых фремдлингов явно указывают на .их образование в результате реакции металла с газовой фазой при повышенной фугитивности кислорода в условиях газо-пы-левой небулы; с.другой стороны, образование сульфидных фаз в составе фремдлингов происходило, вероятно, уже в условиях родительских тел метеоритов. Таким образом, даже наиболее примитивные фремдлинги Ефремовки являются многостадийными образованиями. Они сформировались в ранней Солнечной системе, а вещество их слагающее консолидировалось в результате слипания микрочастиц - продуктов процесса высокотемпературной конденсации, и лишь затем аккретировало в состав прото-СА15. Процессы преобразования вещества фремдлингов протекали как в условиях небулы, так и на родительских телах метеоритов.

Глава 3. Изотопно-геохимическое исследование минеральных ассоциаций, сформированных на ранних этапах развития Солнечной системы

Применение методов изотопной геохимии к изучению минералов и их ассоциаций в недифференцированных метеоритах позволило существенно продвинуться вперед в нашем понимании процессов и механизмов образования и изменения минерального вещества на различных стадиях эволюции Солнечной системы. Первоначально наиболее важную роль в этом направлении исследований, наряду с работами по абсолютной геохронологии, сыграло изучение изотопного состава легких элементов и инертных газов. Однако в дальнейшем обнаружение изотопных аномалий для целого ряда элементов с атомной массой >20 позволило идентифицировать в космическом веществе продукты распада относительно короткоживущих нуклидов и тем самым подойти к описанию хронологии событий на

,'.30 . . .... .

ранних этапах развития Солнечной системы. В настоящей главе мы приводим основные результаты, полученные нами при изучении изотопного состава кислорода, водорода, магния, калия и некоторых других элементов.

Кислород. Первоначально данные по изотопному составу кислорода использовались в космохимии главным образом для целей изотопной геотермометрии, основы которой были заложены еще в работе Юри (1947). Возможность измерения величины 5170 позволила в ряде случаев, решить вопрос об источниках вещества, их генетическом родстве и усомниться в правильности первоначального подхода определения температур образования сосуществующих минералов в метеоритах по изотопно-кислородным данным. Вероятно, одну из главных ролей в развитии изотопной космохимии сыграла работа Р.Клэйтона и др. (1973), в которой авторы установили вариации изотопного состава кислорода в высокотемпературных составляющих углистых хондритов. Если бы причиной возникновения подобных вариаций были процессы обычного разделения изотопов, то точки составов на трехизотопной диаграмме 6170 6180 могли бы быть аппроксимированы прямой линией с тангенсом угла наклона -1/2- Однако вариации изотопного состава кислорода в высокотемпературных объектах не следовали обычному закону масс-фракционирования, а группировались вдоль другой линии (с 1да = +1), которая пересекала первую при (>180 = +10 %о. Отклонение от тренда обычного масс-фракционирования Клэйтон и др. (1973) связали с возможным присутствием в составе высокотемпературных безводных минералов углистых хондритов привнесенного компонента с низкими значениями отношений 170/,60 и 180/160. Тогда прямую с гда = +1,. можно рассматривать как линию смешения компонента с "солнечным" отношением изотопов и аномального компонента с низкими отношениями 170/160 и 180/160. В литературе до сих пор дискутируются два основных механизма возникновения подобной аномалии: физико-химический, предусматривающий необычное, аномальное фракционирование изотопов в протопланетном облаке, и ядерный, предполагающий вхождение в состав СА1э компонента, имеющего иную историю нуклеосинтеза.

Открытие Р. Клэйтона и др. (1973) стимулировало проведение дальнейших исследований, которые по сути и легли в основу современной изотопно-кислородной классификации метеоритов, объединяющей отдельные типы метеоритного вещества в генетически родственные группы, и послужили серьезным доводом для опровержения концепции изотопно-гомоген-ной ранней Солнечной системы.

Выполненные нами исследования изотопного состава кислорода в обыкновенных и углистых хондритах имели своей целью не только получение дополнительных аналитических данных для построения изотопно-кислородной классификационной схемы метеоритного вещества. Наоборот, большее внимание мы уделяли "пестроте" и разнообразию изотопного состава отдельных литологических составляющих углистых хондри-тов - ксенолитов в Allende [Ульянов и др., 1990] и Kaidun [Иванов и др., 1987], тугоплавких включений в Allende, Грозная и Ефремовка [Ульянов и др., 1987; 1991; Ulyanov е.а., 1989], темных включений в Allende, Ефремовке и Kaidun [Устинов и др., 1987] и др. Мы также начали цикл работ по изучению процессов фракционирования изотопов кислорода при испарении силикатных систем [Ульянов, Устинов, 1984] и продолжили изучение интраструктурного распределения изотопой кислорода в земных минералах с целью создания мономйнеральных изотопных геотермометров для филлосиликатов в углистых хондритах [Ustinov, Ulyanov, 1995; Устинов, Ульянов, 1996]. Основные наши достижения в изучении изотопного состава кислорода можно свести к следующим.

Экспериментальные точки на диаграмме для CAIs в изученных нами углистых хондритах Ефремовка, Грозная и Allende аппроксимируются единой прямой с тангенсом угла наклона, близким к единице, а не +1/2, как при нормальном масс-фрак-ционировании. Сопоставление изотопного состава кислорода тугоплавких включений с разной степенью вторичного преобразования свидетельствует об отсутствии корреляции степени изменения включений с их изотопным составом. По данным проведенных нами геохимических исследований [Ульянов и др., 1987; Ulyanov е.а., 1989] местом протекания процесса вторичного изменения CAIs могло быть газо-пылевое облако; таким образом, процесс преобразования не нашел своего отражения

в изменении изотопною состава кислорода тугоплавких включений. Главными носителями аномалии 160 в тугоплавких включениях являются шпинель и пироксен; для плагиоклазов и ме-лилитов обогащение изотопом 160 проявлено в значительно меньшей степени.

Критический анализ всех гипотез образования аномалии изотопного состава кислорода в тугоплавких включениях углистых хондритов показал [Ульянов и др., 1987], что ни одна из предложенных в литературе гипотез не может адекватно описать весь комплекс имеющихся на сегодняшний день аналитических данных и не может объяснить установленную в тугоплавких включениях изотопную неравновесность между сосуществующими минеральными фазами.

Аналогичный характер зависимости в распределении изотопов кислорода для тугоплавких и темных включений углистых хондритов свидетельствует, что носитель изотопно-кислородной аномалии входит не только в наиболее ранние высокотемпературные образования, но также содержится и в относительно низкотемпературных составляющих метеоритов, обогащенных летучими. Это позволяет рассматривать темные включения в качестве перспективных объектов для поиска ядерных аномалий других элементов, в частности, серы. Установленное нами различие тугоплавких и темных включений по изотопному составу кислорода от материала матрицы метеорита еще раз подчеркивает справедливость утверждения о первоначальной химической и изотопной гетерогенности вещества на ранних стадиях эволюции Солнечной системы.

Водород. История изучения изотопного состава водорода в метеоритах насчитывает уже более четырех десятилетий. После появления пионерской работы Боато (1954), установившим сходство изотопных отношений Р/Н в изученных им хондритах и земных горных породах, дальнейшие исследования космического вещества позволили обнаружить широкие вариаций в величинах ЙЭ. Большинство углистых хондритов и их составляющих характеризуются относительно высокими значениями отношений й/Н. Например, данные полученные нами [ОеуИэ е.а., 1986] при изучении валовых проб углистых хондритов различных петрологических типов, показывают, что средне- и высокотемпературные фракции высвобождающейся

воды сильно обогащены дейтерием. Относительно высокое содержание дейтерияв веществе углистых хондритов по сравнению с обыкновенными.хондритами.и породами Земли в целом, накладывает:определенные ограничения на раннюю историю эволюции Земли, Ряд исследователей в своих построениях допускает в качестве наиболее вероятного аналога протовещест-ва Земли углистые,хондриты типа С1. Однако для земных пород величины Ю обычно имеют отрицательные значения: Допущения о глобальном фракционировании изотопов водорода на Земле кажется нам маловероятным. Поэтому мы полагаем, что если обогащение дейтерием-, материала- углистых хондритов предшествовало аккреции планетарных, то; большинство углистых хондритов нельзя рассматривать в качестве потенциальных аналогов источника лротовещества Земли. С другой стороны, высокая концентрация дейтерия в С1-хондритах; могла стать результатом протекания более поздних процессов, чем аккреция родительских тел метеоритов и планет; в этом случае наши представления о примитивной природе С!-хондритов нуждаются в пересмотре. .

Непосредственные измерения О/Н-отношений в веществе, сформированном на ранних этапах, эволюции Солнечной системы, до последнего времени отсутствовали, несмотря на то, что важность таких измерений неоспорима. Нами было проведено изотопно-геохимическое исследование вторично-измененных СА15 и ксенолитов из углистых хондритов АНепйе [Ульянов и др., 1990] и Грозная [Ульянов и др., 1987; Шуапоу е.а., 1989]. Характер фракционирования химических элементов в измененных включениях не можег быть описан в. рамках одно*-актной модели генезиса последних: обогащение "П, А1< и Са является характерной особенностью всех СА1з и обусловлено; фракционированием элементов по их летучестям в высокотемпературных процессах конденсации и испарения силикатного материала. Обогащение изученных включений №, К, Ре, Б, С1 связано со стадией их вторичного изменения. Этот процесс: сопровождался привносом водорода, вероятно, в форме ОН-групп или молекул воды и образованием филлосиликатов. Для: последних нами был определен изотопный состав водорода-[Шуапоу е.а., 1989; Ульянов и др., 1989]. Измеренная величина 60 = -75 %о не характеризует валовое отношение Р/Н в газо-

пылевом облаке, а является лишь Оценкой возможного D/H-отношения для Н20-резервуара, который был ответственен за привнос во включения летучих, в том числе и водорода [Ульянов и др., 1991]. Если образование Н20-резервуара связано с определенными зонами туманности, где вода является одним из основных компонентов газа (Н2О/Н2 = 10'3), то при температуре газа 100-300 °К должно происходить существенное фракционирование изотопов водорода в системе Н2-Н20(газ). Расчет приводит к значению D/H = 3.7-10"5, которое полностью соответствует оценкам отношений D/H для примитивной солнечной небулы, полученных на основании данных по определению отношения CH3D/CH4 в атмосфере Юпитера и изотопного состава гелия (3Не/4Не) в метеоритах.

Полученное нами значение 5D = -75 %о для измененного в условия небулы первоначально тугоплавкого материала может характеризовать состав водорода в других силикатных и гидросиликатных фазах, возникших на этой стадии развития Солнечной системы. Если аккреция планет земной группы происходила из подобного материала, то значение SD = -75 %о должно характеризовать и первичный изотопный состав водорода Земли. Следует отметить, что состав мантийных земных пород очень близок к рассматриваемому и, возможно, является унаследованным от состава аккретирующего материала.

Короткоживущие нуклиды в минеральном веществе ранней Солнечной системе. История исследования ко-роткоживущих ядер в космическом веществе изобилует резкими поворотами и противоречивыми результатами. Если начало этого направления в космохимии было положено в работах Зюса, Юри и Брауна в конце 1940-х - начале 1950-х годов с целью выяснения источников тепла для плавления планетарных тел, то в большинстве последующих работ результаты исследований нахождения короткоживущих ядер в природе использовались для оценки периода между последним событием нуклеосинтеза, предшествовавшим изоляции протопланетного облака, и образованием некоторых тел Солнечной системы. Ведущую роль при оценки характеристического времени (Д) до недавнего времени играли три нуклида - 129l, 107Pd и 26А1.

Установление ассоциаций изотопных эффектов в индивидуальных микроскопических метеоритных фазах позволило

существенно продвинуться вперед в нашем понимании процессов, протекавших на ранних стадиях развития Солнечной системы. Наибольшее число данных, полученных методами ионного микрозондирования, относится к CAIs из Allende, обнаруживающим минералогические доказательства интенсивного вторичного изменения, что несколько понижает ценность полученной информации вследствие ее неоднозначной интерпретации. Исследования пристинных объектов, сохранивших свой первозданный вид, крайне важны для построений временных моделей эволюции протосолнечной туманности. Именно поэтому на протяжении последних нескольких лет мы проводим изучение изотопного состава Mg, Са, Ti и К с целью обнаружения следов присутствия короткоживущих нуклидов (26А1, 41 Са) и поиска изотопных аномалий других элементов в веществе CAIs хондрита Ефремовка, поскольку ранее выполненные нами исследования этих объектов [Назаров и др., 1984] показали, что последние практически лишены вторичных изменений и являются, вероятно, наиболее хорошо сохранившимися представителями твердого вещества допланетног.о газо-пылевого облака. Уже первые нао)и результаты по изучению изотопной системы Mg-AI в тугоплавких включениях Ефре^овки [Fahey е.а., 1985] подтвердили наше предположение о пристинной природе последних и позволили получить дополнительные данные по распределению 26AI в ранней Солнечной системе. Основные результаты наших работ по изучению изотопных аномалий в минералах CAIs Ефремовки мы рассмотрели в Главе 2. Здесь следует только отметить, что поиск внесолнеч-ных минеральных зерен мы проводили также и при детальном изучении кислотно-нерастворимых фракций углистых хондри-тов: для микрокристаллов SiC из Murchison был установлен нормальный изотопный составом кремния. Таким образом, полученные нами данные для SiC не поддаются однозначной интерпретации, поскольку, с одной стороны, установленные нами зерна действительно могут принадлежать уже известной популяции SiC зерен (Amari е.а., 1996), однако, с другой стороны, могут быть связаны с контаминацией метеоритного вещества в лабораторных условиях.

Основные результаты нашей работы по изучению следов присутствия короткоживущих нуклидов в веществе ранней

Солнечной системы можно сформулировать следующим образом.

Ион-микрозондовое исследование изотопного состава элементов в минералах СА1в Ефремовки позволило нам впервые достоверно зафиксировать избыток изотопа 41К [Бппмаэап е.а., 1993; 1994], предсказанный ранее [Ульянов, 1987], содержание которого коррелирует с величиной отношения 40Са/39К в анализированных фазах (рис. 10). Мы рассмотрели [Зппмаэап е.а., 1994; 1996] несколько возможных механизмов, объясняющих наблюдаемую корреляцию: (/) образование 41Са за счет облучения вещества метеорита высокоэнергетичными части-

Рис. 10. Измеренный изотопный состав калия в минеральных фазах тугоплавких включений Ефремовки. Представлены только данные для Са/К < 105. Пунктирная горизонтальная линия показывает отношение 41К/39К = 0,075, принятое в качестве стандартного (по [Бпп'мазап е.а., 1996]).

Рис. 11. Пример Мд-А1 эволюционной диаграммы для одного из тугоплавких включений (Е2) хондрита Ефремовка (по [Соз\л/аг™ е.а., 1994]).

цами и последующий распад короткоживущего 41Са с образованием 41К; (/'/) захват в процессе роста тугоплавких включений межзвездной пыли, содержащей в своем составе 41К; (/>/) присутствие (или образование) 41Са в ранней Солнечной системе, который во время своей жизни вошел в состав формирующихся CAis и, впоследствии, распался в них с образованием избыточного 41 К. Большинство доводов говорит в пользу третьего механизма, и именно он наилучшим образом объясняет присутствие избыточного 41К и корреляцию содержания последнего с отношением 40Са/39К в анализированных минералах CAfs. Таким образом, полученные нами данные можно рассматривать в качестве весомых доказательств присутствия экстремально короткоживущего радионуклида 41Са (т - 0.15 млн лет) в ранней Солнечной системе.

В своих работах мы показали, что CA!s Ефремовки с избыточным 41К также характеризуются присутствием избыточного 2RMg [Goswami е.а., 1990; 1991; 1994]), образовавшегося за счет распада короткоживущего 26AI (рис. 11), и тем самым установили ассоциацию изотопных эффектов для двух коротко-живущих нуклидов 41 Ca и 26А1 в ранней Солнечной системе. Наиболее непротиворечивым объяснением ассоциации изотопных эффектов для 41Са и 26AI нам представляется привнос в раннюю Солнечную систему материала, синтезированного в близрасположенных звездных источниках. Наши оценки промежутка времени между последними событиями нуклеосинтеза, предшествовавшими изоляции протосолнечной туманности, и образованием твердых тел в Солнечной системе составляют А - 0.6 млн лет, а проведенный анализ [Srinivasan е.а., 1996] показывает, что наиболее приемлемым кандидатом, отвечающим за образование изотопов 4,Са и 26А1 могли быть термально пульсирующие AGB звезды (Asymptotic'Giant Branch stars), Сверхновые или звезды типа Вольфа-Райе.

Глава 4. Теоретическое моделирование и экспериментальное изучение процессов конденсации и испарения силикатных систем

■ Анализ данных по минералогии,^геохимии и изотопному составу метеоритов наглядно показал', что процессы конденса-

ции высокотемпературного пара и испарения силикатных расплавов определили характер фракционирования химических элементов на ранних этапах развития Солнечной системы и геохимическую специфику того вещества, которое в настоящее время принято называть недифференцированными метеоритами.

Начало применения термодинамических расчетов распределения элементов между высокотемпературным газом и сконденсированным твердым веществом вероятно связано с появлением статьи Вилдта (1933), в которой он рассмотрел конденсацию основных элементов в атмосферах некоторых типов звезд. Впоследствии эти работы были продолжены и для других астрофизических объектов. Несомненно, прогресс в этой области был достигнут благодаря блестящим публикациям X. Юри, X. Лорда, Дж. Ларимера, Л. Гроссмана, И. Фигли, Дж. Вуда, С. Саксена, В.А. Дорофеевой и других, которые по сути дела и определили наши основные представления об эволюции твердого вещества в условиях охлаждающегося протопланетно-го диска. В своей работе мы предпринимали попытки проведения подобных расчетов, примером чего может служить рис. 12: при рассмотрении местоположения тонкозернистых СА1б видно, что практически все они образуют тренд, совпадающий с главным направлением процесса фракционной конденсации, расчи-танного нами теоретически [Бирюков, Ульянов, 1996].

Не меньший интерес для космохимических построений представляют и экспериментальные данные по фракционированию элементов в системе расплав-пар. На сегодняшний день процесс селективного испарения элементов из силикатных расплавов изучен достаточно детально, и немаловажную роль в этом сыграли наши работы [Шуапоу е.а., 1981; Шуапоу, 1982; Ульянов, 1983], в которых было показано сильное фракционирование в ходе испарения Э'!, Мд и Ре по отношению к Са и А1 (рис. 13). Аналогично обстоит дело с экспериментальным изучением конденсациии "силикатного" пара. Несмотря на серию публикаций японских исследователей, наша первая работа [Ыуапоу е.а., 1980] до сих пор не потеряла своей актуальности. В этой работе нами впервые экспериментально получены разные по температурам образования конденсаты и измерен их химический состав (рис. 14).

Si02 100

Рис. 12. Валовые химические составы тонкозернистых тугоплавких включений и расчетные тренды конденсации (по [Бирюков, Ульянов, 1996]).

Поскольку генезис определенного типа CAIs, получивших аббревиатурное названием FUN, обычно связывается с процессами фракционирования (F) и неизвестным ядерным эффектом (ÜN), нами была предпринята попытка оценить возможный масштаб процесса испарения силикатного материала при образовании ЯШМ-включений, если последние являются продуктами смешения масс-фракционированного внесолнечного компонента с солнечным. Экспериментальное изучение процессов фракционирования изотопов кислорода при высокотемпературном испарении силикатного расплава позволило нам определить значение коэффициента а = 1,016 и рассчитать величины массопотерь в случае образования npOTO-FUN-включений [Ульянов, Устинов, 1984]. По нашим данным объяснение генезиса некоторых FUN-включений нуждается в предположении об испарении -90 % исходной массы внесолнечного ^компонента. Изучение процессов фракционирования изотопов кислорода при высокотемпературной сублимации и испарении силикатных систем мы проводили также на примере талька [Устинов, Улья-

нов, 1995; 1996]. Результатом этой работы стало создание мономинерального филлосиликатного изотопного геотермометра, пригодного для определения температур образования минеральных ассоциаций в матрице некоторых углистых

Рис. 13. Изменение состава остаточных стекол в зависимости от величины массопотери при вакуумном испарении базальтового стекла (по [Uiyanov е.а., 1980]). Рис. 14. Изменение состава конденсата в зависимости от температуры его образованйя; условные обозначения те же, что на рис. 13 (по [Uiyanov е.а., 1980]).

Подводя итоги, можно сформулировать основные выводы наших теоретических и экспериментальных исследований следущим образом: вариации состава большинства CAIs совпадают с трендами высокотемпературной конденсации или испарения силикатного вещества, однако если генезис включений связан с испарением, то они должны были быть обогащены тяжелыми изотопами Si и Мд, что в действительности наблюдается далеко не всегда. Именно по этой причине мы склонны считать, что образование вещества, из которого впоследствии были сформированы тугоплавкие объекты, связано в первую очередь с процессами конденсации высокотемпературного "силикатного" пара.

Глава 5. Эволюция ранней Солнечной системы: сценарий

В данной главе мы постараемся проследить последовательность событий и процессов образования и эволюции твердого вещества, имевших место в относительно большой массе газа и пыли уже после их изоляции от гигантского молекулярного облака в виде самостоятельного астрофизического объекта - протосолнечной туманностью. Ее образование могло произойти в результате потери гигантским молекулярным облаком гравитационной устойчивости. Большая часть вещества этого молекулярного облака была синтезирована во время Большого взрыва, однако элементы тяжелее гелия образовались существенно позже в разных оболочках многих звезд и при разрушении последних вошли в состав молекулярного облака.

Итак, холодная протосолнечная туманность начала самостоятельную жизнь: вещество ее подверглось космическому облучению, что привело к протеканию разнообразных ядерных реакций с образованием короткоживущих нуклидов, распад которых мог изменить первичные отношения изотопов стабильных ядер. Самоэкранирование небулы уже на этой стадии стало причиной гетерогенности в ее химическом и изотопном составе. Более того, близрасположенные звезды могли стать поставщиками в протосолнечную небулу материала, синтезированного в их недрах, что также привело к дальнейшему росту изотопной (и химической) гетерогенности. Если мы будем придерживаться позиции, что. спусковым механизмом образования Солнечной системы послужил взрыв близрасположенной Сверхновой, то время жизни протосолнечной туманности должно быть сопоставимо по порядку величины с временем жизни массивной (> 8М0) звезды, составляющим -107 лет, .рос-кольку и протосолнечная туманность, и близрасположенная Сверхновая должны были образоваться близкоодновременно из материала одного и того же гигантского молекулярного облака после его фрагментации. Поэтому эпоха существования протосолнечной небулы (от момента ее рождения до перехода в стадию ранней Солнечной системы) продолжалась на протяжении порядка первых десятков миллионов, лет. На всем этом временном интервале периодически наблюдался привнос в протосолнечную систему материала, синтезированного в близ-

расположенных звездах, часть из которого "пережила" все последующие физико-химические процессы изменения вещества в Солнечной системе и сохранилась, не утратив свой "звездный облик", в виде изотопно-аномальных реликтовых зерен (зерна I популяции) в составе недифференцированных метеоритов.

Коллапс протосолнечного облака сопровождался разогревом последнего. Именно на этой стадии туманность превратилась в диск, в котором происходило образование турбулентных вихрей и гигантских газовых протопланет. Любой механизм разогрева мог привести к слипанию микрочастиц, последующему частичному или полному плавлению пылевой компоненты (в разных частях небулы степень плавления могла варьировать) и к ее селективному испарению; при этом рестит обогащался труднолетучими элементами, что в конечном итоге могло привести к образованию тугоплавких фаз (шпинель, кальциевые алюминаты, перовскит и некоторые другие) - первых твердых минеральных образований, сформировавшихся непосредственно в Солнечной системе, а не привнесенных в нее из других источников. Подобно зернам I популяции, часть этих тугоплавких минеральных фаз могла сохранить свой первоначальный облик и остаться "незатронутой" последующими процессами, протекавшими при дальнейшей эволюции Солнечной системы. Вероятно, часть реликтовых минеральных фаз, которые мы наблюдаем в составе метеоритного вещества, принадлежит именно этим тугоплавким зернам П популяции. Следует еще раз подчеркнуть, что образование таких зерен связано с физико-химическими (но неядерными) процессами, протекавшими непосредственно в ранней Солнечной системе до или близко-одновременно с образованием самого Солнца; т.е., зерна II популяции являются по-существу досолнечным компонентом, в отличие от зерен I популяции, которые можно охарактеризовать как внесолнечные (или межзвездные). Не всегда удается однозначно отождествить принадлежность отдельных реликтовых минеральных фаз, характеризующихся аномальным изотопным составом, к слагающим I и II популяции, поскольку и те, и другие являются изотопно-аномальными. Одноактный процесс изменения зерен I популяции (без добавления в систему существенных количеств компонентов с иным изотопным составом) может привести к новообразованиям (т.е., к появлению

зерен II популяции), практически полностью унаследовавшим аномальный первичный изотопный состав досолнечных зерен; Однако, если плавление зерен I популяции происходило с участием исходного вещества протосолнечной туманности, то в образовавшихся зернах I/ популяции должен обязательно проявиться эффект изотопного разбавления, который приведет к уменьшению абсолютных величин изотопных аномалий, что может послужить своеобразным критерием для отнесения реликтовых минеральных зерен к внесолнечным (I) или досолнечным (II) популяциям. Немаловажным доводом в пользу внесолнечн-ого происхождения некоторых реликтовых зерен стало установление ассоциаций изотопных эффектов. Большинство изотол-но-аномальных зерен из кислотно-нерастворимых остатков углистых хондритов и других типов недифференцированных метеоритов, таких как алмаз, графит, чаоит, 5/С, Г/С, корунд, шпинель и ниерит (313Ы4), вероятно принадлежат популяции I -межзвездным или внесолнечным зернам. В то же время, изотопно-аномальные реликтовые зерна, описанные в составе тугоплавких включений углистых хондритов (шпинель, перовскит и некоторые другие), являются представителями популяции II -досолнечных минеральных зерен. Изотопный состав досолнечных и внесолнечных зерен в метеоритах является унаследованным от разных астрофизических объектов и их нахождение свидетельствует о гетерогенности на изотопном уровне уже на этой стадии развития протосолнечной туманности. Следует отметить, что образование фаз популяции II могло быть растянуто во времени и часть из них формировалась уже после перехода прото-Солнца в собственно звездную стадию развития.

Все последующие процессы образования твердого вещества протекали уже непосредственно в Солнечной системе, после образования Солнца в виде самостоятельной полноценной звезды.

Стадия разогрева солнечной небулы сменилась стадией ее охлаждения. В высокотемпературном газо-пылевом облаке происходит усреднение изотопного и химического состава газовой фазы. Тем не менее, анализ продуктов конденсации этой стадии, которые мы встречаем в метеоритах в виде отдельных типов тугоплавких включений и некоторых хондр углистых хондритов, свидетельствует, что полная гомогенность достигнута

не была, более того, конденсация по механизму газ твердое вещество (тугоплавкие включения) и газ -> расплав (хондры) указывает не только на гетерогенность в распределении химических элементов, но и на существенные вариации РТ-условий в ранней Солнечной системе. Одним из возможных мест протекания конденсационных процессов могли быть эволюционирующие гигантские газовые планеты. Частичная диссипация вещества и потеря газовыми планетами летучих могла привести к условиям конденсации как твердого вещества (во внешних, атмосферах протопланет), так и расплавленных капель (во внутренних частях протопланет). Заманчивым кажется отождествление протопланет с изотопно и химически различными резервуарами, часто привлекающимися в современных моделях, рассматривающих образование Солнечной системы. В этом случае, разнообразие типов недифференцированных (а отчасти, и дифференцированных) метеоритов было заложено именно на этой стадии эзолюции солнечной небулы и определяется главным образом числом образованных протопланет.

Одними из первых сконденсированных минеральных фаз, сохранившихся в метеоритах и по сей день, вероятно были самородные элементы платиновой группы, другие тугоплавкие сидерофильные элементы Мо и др.), тугоплавкие окислы (корунд, периклаз, СаО, перовскит, шпинель, алюминаты кальция - гибонит и гроссит), силикаты (мелилит, "П3+-фасса-ит), вошедшие в состав отдельных типов тугоплавких включений, а; также сульфиды (ольдгамит -СаБ), нитриды (осборнит -ТМ) и некоторые другие. Наличие их в разнообразных типах метеоритов, указывает на существенные вариации в окислительно-восстановительных условиях среды конденсации; а о том, что процесс их образования предшествовал конденсации основной массы вещества Солнечной системы, говорят установленные в них аномалии в распространенности изотопов 26Мд и 41К, связанные с распадом короткоживущих радионуклидов 41Са и 26А1. Сохранность аномалий 26Мд и 41К в тугоплавких включениях, испытавших полное (или частичное) плавление или первоначально сконденсировавшихся в виде расплавов, свидетельствует, что на этой стадии эволюции Солнечной системы вещество ее находилось в трех агрегатных состояниях - газообразном, жидком и твердом.

Теоретические расчеты и результаты экспериментального моделирования конденсационных процессов практически полностью согласуются с рассмотренным здесь вариантом сценария и находят свое подтверждение при лабораторном изучении метеоритов.

Аггломерация и слипание сконденсированных частиц и реликтовых минеральных зерен могли в конечном итоге привести к формированию в Солнечной системе твердых тел сантиметрового размера. Вероятно, близко-одновременно с этим процессом происходила конденсация капель силикатного расплава - протовещества для хондр углистых хондритов (хондры I популяции). О том, что формирование тугоплавких включений предшествовало процессу хондрообразования, говорит изотопная Мд-А1-систематика этих объектов: практически для всех СА1э установлены аномалии в распространенности 26Мд и, наоборот, в веществе практически всех типов хондр, этой аномалии не зафиксировано (т.е. распад всего 26А1 успел произойти до начало процесса хондрообразования). Реакции твердого вещества с газовой фазой приводили к частичному изменению его минерального состава, образованию кайм на включениях и хондрах.

Последующая аккреция вещества и образование родительских тел метеоритов сопровождались еще одним актом плавления в результате которого могли образоваться силикатные капли, впоследствии вошедшие в состав хондритов в виде разнообразных хондр (хондры II популяции). Химическая специфика исходного твердого вещества и определила геохимическое разнообразие хондр II популяции, а их отличие в изотопном составе кислорода от хондр I популяции - есть результат постепенного усреднения распространенности (разбавление) изотопа 160, привнесенного в Солнечную систему во время вспышки одной из Сверхновых. Вариации в составе главных элементов в хондрах из различных типов хондритов вероятно связаны с химической спецификой тех резервуаров (или атмосфер флюидных протопланет), в которых они образовывались.

Аккреция твердого вещества на родительские тела метеоритов приводила к росту последних (существенному увеличению их массы) и началу в их недрах магматической активное-

ти. Дифференциация и Эволюция расплавов внутри родительских тел метеоритов явилась основным фактором, определяющим вариации химического состава ахондритов, а процессы изменения вещества во внешних оболочках родительских тел метеоритов, вероятно, были ответствены за преобразование некоторых составляюих метеоритов.

Столкновения крупных родительских тел метеоритов могли привести к катастрофическим последствиям для последних: в результате их полного разрушения образовались обломки разнообразной массы и формы, которые опять вступали в круговорот вещества и участвовали в последующих актах аггломерации, аккреции, плавления и т.д.

Заключение

Результаты проведенных исследований могут быть сведены к следущим основным защищаемым положениям.

1. Изученные нами аномалии в распространенности стабильных изотопов 48Са и 50Т| в веществе метеоритов являются главным критерием при диагностике внесолнечных минеральных фаз (перовскита, шпинели, гибонита) в составе тугоплавких включений. Благодаря нашим исследованиям, общее число досолнечных и внесолнечных реликтовых минеральных фаз, достоверно зафиксированных в составе метеоритов, увеличилось с 7 до 10. Эти минеральные зерна в метеоритах можно рассматривать как своеобразные минералогические зонды при проведении астрофизических исследований.

2. Аномалии в распространенности изотопов 160, 48Са, 50"П свидетельствуют о привносе в раннюю Солнечную систему вещества из разнообразных астрофизических объектов. Неравновесное распределение 48Са и 50"П в сосуществующих минералах тугоплавких включений является прямым подтверждением того, что протосолнечная туманность не была изотопно гомогенной.

3. Открытие нами в веществе ранней Солнечной системы продуктов распада короткоживущего нуклида 41 Са, а также наши данные, подтверждающие присутствие продуктов распада изотопа 26А1 в неизмененном веществе тугоплавких включений, и литературные данные по другим короткоживущим нукли-

дам (60Ре, 53Мп, 1291 и др.) показывают, что привнос в раннюю Солнечную систему вещества, синтезированного в близраспо-ложенных звездных источниках, не мог быть одноактным процессом. Ранняя, эволюция протопланетного облака сопровождалась периодическими вспышками сверхновых звезд в его окрестностях. Как показали наши данные по изучению изотопной системы 41Са-41К, одно из последних таких событий случилось за -0,6 млн лет до начала образования первого твердого минерального вещества в Солнечной системе.

4. Установленные нами закономерности в изменении величин внутреннего фракционирования изотопов магния для породообразующих минералов тугоплавких включений,, а таюке характер фракционирования сидерофильных (РвЕ, рЛ'о, \Л/) и литофильных (р.з.э.) элементов в металлически* и окисно-силикатных фазах этих объектов, позволяют заключить, что процессы, ответственные за образование ранних минеральных ассоциаций, контролировались главным образом летучестью элеменов, т.е. конденсация и селективное испарение были доминирующими процессами на ранних этапах эволюции Солнечной системы.

5. Первым твердым минеральным веществом, образованным непосредственно в Солнечной системе, были сплавы тугоплавких, сидерофильных элементов,, сконденсированные при высоких температурах (> 2000 К) и наблюдаемые нами в составе тугоплавких включений,.. Их образование происходило в среде с существенно различном отношением„Н^О/Нг: от 10"4 до 10"1, т.е. уже на этой стадии развития в .Солнечной системе была проявлена химическая неоднородность.

6. Формирование ранних окисно-силикатных ассоциаций метеоритов происходило в восстановительной обстановке, о чем говорят, например, присутствие в составе пироксенов титана в трехвалентном состоянии и положительные аномалии в распространенности двухвалентных р.з.э. (Ей и УЬ) в некоторых включениях. Совместное нахождение восстановленных (тугоплавкие включения) и окисленных (матрица) литологических составляющих в углистых хондритах, а таюке присутствие в составе последних разнообразных по генезису ксенолитов указывает на процесс интенсивного обмена твердым вещест-

вом между отдельными резервуарами ранней Солнечной системы.

7. Впервые проведено измерение изотопного состава водорода в твердом веществе, сформированном в ранней Солнечной системе, и рассчитано отношение D/H = 3,7-10'5 для Н20-резервуара, который был ответственен за привнос воды и летучих в ранние высокотемпературные минеральные ассоциации. Измеренное нами значение <Ю = - 75 %о для частично измененных тугоплавких включений, может характеризовать первичный изотопный состав водорода Земли.

Основные публикации, отражающие содержание диссертационной работы

Ulyanov A.A., Nazarov М.А., Shcherbovsky E.J. Chemistry of nebula condensation: experimental study. Lunar and Planet. Sci. XI, 1980, 1181-1183.

Ulyanov A.A., Yakovlev O.I., Nazarov M.A., Sherbovsky E.J.

The vaporization of the basaltic melt in vacuum at the constant temperature: experimental study. Lunar and Planet. Sci. XII, 1981, 1106-1108.

Ульянов A.A., Назаров M.A., Корина М.И., Колесов Г.М., Щербовский Е.Я. Богатые Са и Al белые включения метеорита Ефремовка: минералогия, петрография, геохимия. Тезисы докл. XVIII Всесоюз. метеорит, конференции. М., 1981, 30-31. Ulyanov A.A. Ca-AI-rich inclusions: condensation or evaporation? Lunar and Planet. Sci. XIII, 1982, 811-812.

Nazarov M.A., Ulyanov A.A., Korina M.I., Kolesov G.M.

Efremovka CAIs: major and trace element chemistry. Lunar and Planet. Sci. XIII, 1982, 584-585.

Korina M.I., Nazarov M.A., Ulyanov A.A. Efremovka CAIs: composition and origin of rims. Lunar and Planet. Sci. XIII, 1982, 399. Ulyanov A.A., Korina M.I., Nazarov M.A., Sherbovsky E.Ya.

Efremovka CAIs: mineralogical and penological data. Lunar and Planet. Sci. XIII, 1982, 813-814.

Ульянов A.A. Экспериментальное изучение процессов испарения и конденсации силикатных систем. Метеоритика, 1983, вып. 42, 72-85.

Барышев В.Б., Иванов А.В., Кудрящова А.Ф., Кулипанов Г.Н., Скринский А.Н., Тарасов Л.С., Ульянов А.А., Ярошевский А.А. Элементный анализ внеземного вещества с использованием синхротронного излучения. Тр. 6-го Всесоюз. сов. по использованию синхротронного излучения СИ-84. Новосибирск, 1984, 332-340. -

Назаров М.А., Корина М.И., Ульянов А.А., Колесов Г.М., Щербовский Е.Я. Минералогия, петрография и. химический состав богатых кальцием и алюминием включений метеорита Ефремовка. Метеоритика, 1984, вып. 43, 49-66. Ulyanov А.А. On the origin of fine-grained Ca,AI-rich inclusions in the Efremovka, carbonaceous chondrite. Lunar and Planet. Sci. XV, 1984,872-873. ' ... •

Ульянов A.A., Устинов В.И. Фракционирование изотопов кислорода в процессе испарения силикатного расплава. Тезисы докл. X Всесоюз. симпозиума по стабильным изотопам в геологии. М., 1984, 239. ,

Ulyanov A.A., Kolesov G.M. REE in CAls: o1 the Elremovka chondrite. Lunar and Planet. Sci. XV, 1984, 874-875. -- ; -

Иванов A.B., Ульянов А.А., Скрипник А.Я., Назаров M.A., Коненкова H.H. Углистый хондрит Kaidun - новый тип метеоритной брекчии. Дот АН СССР, 1985, т.: 280, N 2, 473-475. Fahey A., Zinner Е., Crozaz G., Kornacki A.S., Ulyanov А.А. REE and isotopic studies of a coarse grained CAI from Efremovka. Meteoritics, 1985, vol. 20, N 4, 643-644.

Devirtz A.L., Ulyanov A.A., Ivanovo A.V., Lagutina E.P., Shukolyukov Yu.A. The isotopic composition of hydrogen in some carbonaceous chondrites. Lunar and Planet. Sci. XVII, 1986, 180. 1 Tarasov L.S., Kudryashova A.F., Ulyanov AiA., Baryshev V.B., Kulipanov G.N., Skrynsky A.N. XFA-SR for: the.analysis of elements of lunar rocks and meteorites..Lunar and Planet. Sci. XVI, 1985, 851-852. : / r

Ulyanov A.A., Ustinov V.I., Gavrilov E.Ya., Shukolyukov Yu.A. Isotopic composition of oxygen in the Efremovka GAIs. Lunar and Planet. Sci. XV!, 1985,876. -

Boynton W.V., Wark D.A., Ulyanov A.A. Trace elements in the Efremovka fine-grained inclusion E14; evidence for high temperature, oxidizing fractionations in the solar nebula. Lunar and Planet. Sci. XVII, 1986, 78-79.

Wark D.A., Kornacki A.S., Boynton W.V., Ulyanov A.A.

Efremovka fine-grained inclusion E14: comparisons with Allende. Lunar and Planet. Sci. XVII, 1986, 921-922.

Иванов А.В., Скрипник А.Я., Ульянов A.A. Барсукова Л.Д., Колесов Г.М. Коненкова Н.Н. Химический состав, минералогия и геохимическая характеристика нового метеорита Kaidun. Метеоритика, 1986, вып. 45, 3-19.

Ульянов А.А., Устинов В.И., Загряжская Г.Д., Гаврилов Е.Я., Шуколюков Ю.А. Изотопный состав кислорода тугоплавких включений углистых хондритов. Геохимия, 1987, N 8, 1075-1083.

Иванов А.В., Ульянов А.А., Устинов В.И., Скрипник А.Я., Гаврилов Е.Я., Шуколюков Ю.А. Изотопный состав кислорода образцов метеорита Kaidun. Метеоритика, 1987, вып. 46, 40-44.

Устинов В.И., Ульянов А.А., Иванов А.В., Гаврилов Е.Я., Шуколюков Ю.А. Изотопный состав кислорода темных включений углистых хондритов. Докл. АН СССР, 1987, т. 296, N 2, 441-444.

Ульянов А.А., Кононкова Н.Н., Устинов В.И. Минералого-геохимическая и изотопная характеристика метасоматически измененного тугоплавкого включения из хондрита Грозная. Метеоритика, 1987, вып. 46, 32-39.

Ульянов А.А. Аномалия изотопа 41К в метеоритном веществе. Геохимия, 1987, N 7,1037-1040.

Tarasov L.S., Kudryashova A.F., Ivanov A.V., Utyanov A.A., Baryshev V.B., Kulipanov G.N., Skrinsky A.N. Geochemistry of trace elements in the extraterrestrial matter examined by the X-ray fluorescence method with synchrotron radiation. Nucl. Instrum. Meth. Phys. Res., 1987, A261, 263-271.

Ульянов A.A., Кононкова H.H., Коротаева Н.Н. Необычные по составу и структуре сульфидные хондры из неравновесного хондрита Крымка. Метеоритика, 1989, вып. 48, 54-63. Nazarov M., Brandstatter F., Ulyanov A.A., Kolesov G.M., Kurat G. Metal-rich CAIs in Efremovka (C3). Lunar and Planet. Sci. XVIII, 1987, 702-703.

Tarasov L.S., Kudryashova A.F., Ulyanov A.A., Baryshev V.B., Zolotarev K.V. Geochemistry of rare elements in lunar

basalt rocks based on SRXFA. Nucl. Instrum. Meth. Phys. Res., 1989, A282, 677-683.

Tarasov L.S., Kudryashova A.F., Ulyanov A.A., Baryshev V.B., Bobrov V.A., Shipitsyn Yu.G., Vertman E.G., Sudyko

A.F. Geochemical identification of mare-type basalt groups from a lunar highland region (by INAA and SRXFA). Nucl. Instrum. Meth. Phys. Res., 1989, A282, 669-672.

Kudryashova A.F., Tarasov L.S., Ulyanov A.A., Baryshev V.B.

Some methodical peculiarities of analysis of small-mass samples by SRXFA. Nucl. Instrum. Meth. Phys. Res., 1989, A282, 673-676. Тарасов Л.С., Кудряшова А.Ф., Иванов А.В., Ульянов А.А., Барышев В.Б., Кулипанов Г.Н., Скринский А.Н. Изучение геохимии внеземного вещества с использованием РФА-СИ. Тр. Ин-та геол. и геофиз. СО АН СССР, 1989, Ñ 752, 69-92. Ульянов А.А., Кононкова Н.Н., Яковлев О.И. Коровкин М.А. Необычный по составу алюминат кальция в одном из тугоплавких включений метеорита Ефремовка. Геохимия, 1989, N 12, 1804-1810.

Ульянов А.А., Девирц А.Л., Лагутина Е.П. Коровкин М.А., Шуколюков Ю.А. Первые данные по изотопному составу водорода в веществе ранней Солнечной системы. Докл. АН СССР, 1989, т. 308, N 6, 1458-1461.

Ulyanov A.A., Kononkova N.N., Ustinov V.I., Kolesov G.V.

Mineral chemistry, trace elements and oxygen isotopes of coarsegrained refractory inclusions from the Grozaij carbonaceous chondrite. 14th Sympos. Antarctic meteorites. NIPR, Tokyo, 1989, 173-175.

Ulyanov A.A., Ustinov V.I., Kononkova N.N., Shukolyukov Yu.A. Oxygen isotopic anomaly in metasomatically altered refractory inclusions of carbonaceous chondrites. Lunar and Planet. Sci. XX, 1989, 1146-1147.

Ulyanov A.A., Devirts A.L., Lagutina E.P., Korovkin M.A., Shukolyukov Yu.A. Hydrogen isotope abundances in early solar system materials. Lunar and Planet. Sci. XX, 1989, 1144-1145. Ulyanov A.A., Kononkova N.N., Korovkin M.A. Chemistry and isotopic composition of xenoliths in carbonaceous chondrites. Meteoritics, 1989, vol. 24, N 4, 333.

Ульянов А.д., Хисииа H.P., Кононкова H.H. Кристаллохи-мический анализ возможного присутствия Ti3+ в пироксенах из

тугоплавких включений углистых хондритов. Геохимия, 1990, N 5,722-730.

Ульянов A.A., Кононкова H.H., Яковлев О.И. Коровкин

М.А. О находке кальциевых алюминатов в тугоплавких включениях метеорита Ефремовка. Метеоритика, 1990, вып. 49, 92. Ульянов A.A., Кононкова H.H. Минералогия обогащенных металлом тугоплавких включений в углистом хондрите Ефремовка. Метеоритика, 1990, вып. 49, 74-92. Ульянов A.A., Кононкова H.H., Барсукова Л.Д., Девирц А.Л., Лагутина Е.П., Шуколюков Ю.А., Коротаева H.H. Минералого-геохимическое и изотопное исследование ксенолита хондрита Allende. Метеоритика, 1990, вып. 49, 104. Goswami J.N., Srinivasan G., Ulyanov A.A. Ion probe studies of magnesium isotope compositions in Efremovka CAIs. Meteo-ritics, 1990, vol. 24, N 4.

Ульянов A.A., Кононкова H.H., Коровкин М.А., Девирц А.Л., Лагутина Е.П., Устинов В.П., Шуколюков Ю.А. Роль процессов метасоматоза в преобразовании твердого вещества на допланетной стадии развития Солнечной системы. Геохимия, 1991, N 5, 667-676.

Ульянов A.A., Кононкова H.H., Коротаева H.H.

Определение валового химического состава полиминеральных объектов методом растрового сканирования по площади. Журн. аналит. химии, 1991, т. 46, N 5, 967-975. Ульянов A.A. Минералы метеоритов. Расширенные тезисы докл. 14-го Микросимпозиума по сравнит, планетологии Ин-та ГЕОХИАНСССРи Ун-та Брауна. М., 1991, 20 с. Goswami J.N., Srinivasan G., Ulyanov A.A. Titanium, calcium and magnesium isotopic compositions in a hibonite-rich inclusion from Efremovka. Meteoritics, 1991, vol. 26, N 4, 339. Srinivasan G., Ulyanov. A.A., Goswami J.N. Magnesium isotopic fractionation in refractory inclusions; indications for a minéralogie control. Meteoritics, 1991, vol. 26, N 4, 397. Goswami J.N., Srinivasan G., Ulyanov A.A. Isotopic disequilibrium in coexisting mineral phases in an Efremovka CGI: an ion probe study. Lunar and Planet. Sei. XXIII, 1992, 431-432. Ульянов A.A., Коротаева H.H., Гусева E.B¿ Первая находка срастания разнотипных тугоплавких включений в углистом хондрите. Петрология, 1993, т. 1, N 6, 615-623.

Goswami J.N., Srinivasan G., Ulyanov A.A. Grosnaja ABCs: Magnesium isotope compositions. Lunar and Planet. Sci. XXIV, 1993, 549-550.

Srinivasan G., Ulyanov A.A., Goswami J.N. Search for 41K excess in Efremovka CAIs. Meteoritics, 1993, vol. 28, N 3, 442. Ярошевский A.A., Ульянов A.A. Каталог минералов метеоритов. Тезисы докл. XXII Метеоритной конференции. Черноголовка, 1994, 90-91.

Goswami J.N., Srinivasan G., Ulyanov A.A. Ion microprobe studies of Efremovka CAIs - I: Magnesium isotope composition. Geochim. Cosmochim. Acta, 1994, vol. 58, N 1, 431-447. Srinivasan G., Ulyanov A.A., Goswami J.N. 41Ca in the early Solar system. Astrophys. J. Lett., 1994, vol. 431, L67-L70. Ulyanov A.A., Ivanov A.V., Brandstatter F., Kurat G., Biryukov V.V. Spinel-rich metasomatized CAI from Kaidun. Meteoritics, 1994, vol. 29, N 4, 532-543.

Krasnov A.N., Gouseva E.V., Samorodskiy P.N., Ulyanov A.A.

Refractory inclusion in carbonaceous chondrite: mineralogy of Fremdlinge in E38 CAI from Efremovka (CV3). 20th Vernadsky-Brown Microsympos. on Comparative Planetology. M., 1994, 48. Samorodskiy P.M., Kozorezov E.V., Khoziai nov M.S., Krasnov A.N., Ulyanov A.A. 3-Dimension distribution of metalsulfide grains in refractory inclusions: Computer microtomographic X-ray examination. 20th Vernadsky-Brown Microsympos. on Comparative Planetology. M., 1994, 71-72.

Tarasov L.S., Kudryashova A.F., Ulyanov A.A., Baryshev V.B., Zolotarev K.V. Trace element distribution in lunar rocks of various titanium content by SR-XFA. Nucl. Instrum. Meth. Ptiys. Res., 1995, A359, 312-316.

Tarasov L.S., Kudryashova A.F., Ulyanov A.A., Bobrov V.A., Vertman E.G., Sudyko A.F., Baryshev V.B., Zolotarev K.V.

Trace element identification of very low titanium (VLT) and low titanium (LT) basalts from mare Fecunditatis and mare Crisium regions: SR-XFA and INAA studies. Nucl. Instrum. Meth. Phys. Res., 1995, A359, 317-323.

Ustinov V.I., Ulyanov A.A. Mineralogical aspect of intrastructural isotopic study for mineral a ssemblages. Experiment in Geosciences, 1996, 5, N1, 71-72.

Birjukov V.V., Ulyanov A.A. Application of computer modeling of fraction condensation to determination of genesis of refractory inclusions in carbonaceous chondrites. Experiment in Geosciences, 1996, 5, N 1, 64-65.

Бирюков В.В., Ульянов A.A. Минералогия, петрология и генезис тонкозернистых тугоплавких включений в углистых хондритах. Петрология, 1996, т. 4, N 1, 57-77. Birjukov V.V., Ulyanov A.A. Petrology and classification of new Antarctic carbonaceous chondrites PCA 91082, TIL 91722, and WIS 91600. Proc. NIPR Sympos. Antarctic Meteorites. NIPR, Tokyo, 1996, N 9, 8-19.

Srinivasan G., Sahijpal S., Ulyanov A.A., Goswami J.N. Ion

microprobe studies of Efremovka CAIs - II: Potassium isotope composition and 41Ca in the early Solar system. Geochim. Cosmochim. Acta, 1996, vol. 60, N 10, 1823-1835.

Тарасов Л.С., Кудряшова А.Ф., Ульянов А.А., Бобров В.А., Вертман Е.Г., Барышев В.Б., Золотарев К.В. Совместное использование РФА-СИ и ИНАА методов для геохимической характеристики базальтов восточной окраины Луны. Ин-т ядерной физики СО РАН, Новосибирск, 1996. Препринт ИЯФ 96-42. 33 с.

Устинов В.И., Ульянов А.А. Возможность использования филлосиликатов в качестве мономинеральных изотопных геотермометров. Геохимия, 1996, N 8, 791-795. Biryukov V.V., Ulyanov A.A. High temperature components of Antarctic meteorite PCA 91082 (CR2). Antarctic Meteorites XXI. NIPR, Tokyo, 1996, 8-10.

Biryukov V.V., Ulyanov A.A. Mineralogy and origin of chondrules in Antarctic CR2 chondrite PCA 91082. Meteoritics & Planet. Sci., 1996, vol. 31. Suppl., A14-A15.

Информация о работе

Ульянов, Александр Анатольевич
доктора геолого-минералогических наук
Москва, 1997
ВАК 04.00.20

Автореферат

Похожие работы