Universität zu Köln

High-precision measurements of heavy p-process isotopes in early solar system materials

Peters, Stefan Theodorus Maria (2014) High-precision measurements of heavy p-process isotopes in early solar system materials. PhD thesis, Universität zu Köln.

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    Abstract

    This work investigates the abundances of rare, neutron poor isotopes of some heavy elements in meteorites. The elements in the solar system that are heavier than H and He were predominantly produced in stars. The Sun cannot have produced these elements during its lifetime as a small main sequence star, and their abundances must therefore have been inherited from interstellar matter that was produced by pre-existing massive stars. The elements lighter than iron were produced by nuclear fusion, whereas elements heavier than iron were produced predominantly by neutron capture reactions on pre-existing nuclei. This mechanism is referred to as the s-process when the produced nuclei decay before an additional neutron is captured, which is predominantly the case in asymptotic giant branch stars. When, in contrast, neutrons are captured before decay is possible, heavier nuclei may be formed (i.e., the r-process) and these conditions are achieved in core-collapse type supernovae. A group of rare, neutron-poor isotopes cannot have formed by s- or r-process nucleosynthesis and these are referred to as the p-process isotopes. The predominant mechanism by which p-process isotopes are produced includes photodisintegrations of pre-existing nuclei in core collapse type supernovae. However, this mechanism typically underproduces the solar system abundances of the light p-process isotopes, possibly implying decoupling between the nucleosynthetic sources of heavy and light p-process isotopes in the solar system. The non-radiogenic, mass independent isotopic compositions of some heavy elements are variable between different types of early solar system materials, reflecting isotopic heterogeneities between different nucleosynthetic carrier phases in the nascent solar system. Whereas the distributions of the most abundant isotopes, typically consisting of s- and r-process nuclides, have been relatively well constrained in most types of early solar system materials, studies for heavy p-process isotopes have long been impossible because of analytical difficulties due to their low relative abundances (typically less than 1 %). These isotopes became of particular interest since the recent discovery of 180W heterogeneities in iron meteorites, which were interpreted to predominantly reflect heterogeneity of heavy p-process components in the early solar system. In this dissertation, the systematics of heavy p-process isotopes in different solar system materials are examined. As examples, the abundances of heavy p-process 174Hf, 180W and to lesser extent 190Pt in different types of early solar system materials are explored. Based on new data for 180W in meteorites, an alternative explanation for the 180W heterogeneities is proposed, showing for the first time that measurable amounts of 180W are produced by radioactive decay of 184Os. In Chapter II, analytical protocols for high-precision measurements of heavy p-process isotopes 174Hf, 180W and 190Pt based using multicollector inductively-coupled plasma mass spectrometry (MC-ICP-MS) are presented. These protocols largely rely on the use of newly available Faraday amplifiers equipped with 1012Ω resistors that were used for collecting the isotopes of interest, as well as isotopes with which main isobaric interferences were monitored. It was found that measurement precisions strongly depend on signal intensity and become dramatically worse at < 50 mV on the low-abundance isotope of interest. At higher intensities, measurement precisions are typically ~1 parts per 10,000 or better, a ca. tenfold improvement compared to most earlier studies employing conventional 1011Ω resistors. As part of this work, absolute isotope abundances of 174Hf (0.16106 ± 0.00006 %); 180W (0.11910 ± 0.00009 %); and 190Pt (0.01286 ± 0.00005 %) in standard reference materials were determined throughout approximately 10 analytical sessions for each target element, ranging over ~3 years. These are the most precise estimates of the terrestrial abundances of these isotopes available so far. For precisely determining 174Hf, 180W and 190Pt in natural materials, ultra-clean separation schemes for Hf and W from silicate-rich matrices, and for Pt from iron meteorite matrices, have been developed. It is shown that iron meteorite samples from the IAB, IIAB and IIIAB groups, one sample each, have indistinguishable 190Pt from terrestrial Pt. Data on 174Hf and 180W in natural materials are discussed in depth in Chapters III and IV, respectively. Chapter III reports high-precision data for 174Hf in different types of chondrites, eucrites, one silicate inclusion of a IAB type iron, and one calcium-aluminium rich inclusion (CAI) from the Allende CV3 chondrite. Some chondrites as well as the IAB silicate inclusion exhibit elevated mass-bias corrected 174Hf/177Hf that are correlated with 178Hf/177Hf and anti-correlated with 180Hf/177Hf. This feature is interpreted to reflect the presence of small neutron capture effects (< -43 ± 14 ppm on 180Hf/177Hf) caused by exposure to cosmic rays. Chondrite and eucrite samples that appear to be unaffected by neutron capture reactions exhibit indistinguishable 174Hf from the terrestrial composition. This indicates that the p-process contribution to 176Hf (~3% p-process; 97% s-process) in these materials is also indistinguishable from terrestrial Hf, and therefore the 176Lu-176Hf chronometer in these materials was unaffected by a heterogeneous distribution of p-process Hf. In contrast, the CAI sample yields mass-bias corrected 174Hf/177Hf and 180Hf/177Hf that are lower (200 ± 78 ppm) and higher (32 ± 9 ppm) than the terrestrial Hf compositions, respectively. Whereas the low value for 174Hf/177Hf may reflect a p-process deficit in the reservoir from which CAI formed, the elevated 180Hf/177Hf remains unexplained. The observations that p-process 174Hf and possibly 190Pt do not show resolvable heterogeneities in bulk meteorites are difficult to reconcile with the previously proposed models that 180W heterogeneities in iron meteorites are caused by a heterogeneous distribution of p-process W. In Chapter IV, combined 180W and Os-W concentration data are presented that indicate that 180W heterogeneities in iron meteorites are better explained by radiogenic ingrowth from the decay of the rare nuclide 184Os. Alpha decay of 184Os has been theoretically predicted, but was previously never observed in experiments. A combined 184Os-180W isochron for iron meteorites and chondrites yields a decay constant value of λ184Os(α) of 6.49 ± 1.34 × 10-14 a-1 (half life 1.12 ± 0.23 × 1013 years), which is in good agreement with theoretical estimates. It is furthermore demonstrated that terrestrial silicate samples display a deficit in 180W relative to chondrites by 1.16 ± 0.69 parts in 10,000, reflecting the expected long-term evolution of the silicate Earth with subchondritic Os/W since core formation occurred ~4.5 Ga ago.

    Item Type: Thesis (PhD thesis)
    Translated abstract:
    AbstractLanguage
    In dieser Arbeit wird die Häufigkeit von seltenen, neutronenarmen Isotopen ausgewählter schwerer Elemente in Meteoriten untersucht. Alle Elemente in unserem Sonnensystem, die schwerer als H und He sind, wurden überwiegend in Sternen produziert. Die Sonne kann diese Elemente während ihrer Lebenszeit als kleinerer Hauptreihenstern nicht produziert haben und alle schweren Elemente in unserem Sonnensystem müssen daher aus interstellarer Materie stammen, die wiederum durch die Explosion massenreicher Sterne entstand. Die Entstehung aller Elemente leichter als Eisen kann gut durch Kernfusion erklärt werden. Der Mechanismus, durch den alle Elemente, die schwerer als Eisen sind, produziert wurden, beruht hingegen überwiegend auf Neutroneneinfang-Reaktionen in massenreichen Sternen. Wenn die neu produzierten Atomkerne zerfallen bevor zusätzliche Neutronen eingefangen werden können, wird dies als s- Prozess bezeichnet, was überwiegend in sogenannten AGB Sternen abläuft. Wenn im Gegensatz dazu Neutronen eingefangen werden, bevor radioaktiver Zerfall eintritt, können auch neutronenreichere Atomkerne gebildet werden. Dieser Vorgang wird als r-Prozess bezeichnet, für den die Synthesebedingungen in Kernkollaps-Supernovae erreicht werden. Eine Gruppe von seltenen, neutronenarmen Isotopen kann nicht durch s- oder r- Prozess Nukleosynthese gebildet worden sein. Diese werden als p-Prozess Isotope bezeichnet. Der vorherrschende Mechanismus, durch den die schweren p-Prozess Isotope hergestellt werden können, ist die sogenannte Photodesintegration von bereits vorhandenen Atomkernen in Kernkollaps-Supernovae. Dieser Mechanismus kann jedoch die relativ hohen solaren Häufigkeiten der leichten p-Kernen nicht reproduzieren. Diese Beobachtung impliziert dass schwere und leichte P-Prozess Isotope im Sonnensystem möglicherweise Unterschiedliche Quellen haben. Die Häufigkeiten von nicht-radiogenen Isotopen von manchen Elementen können in verschiedenen Meteoriten leicht variieren, was auf nukleosynthetische Heterogenitäten in verschiedenen Komponenten schließen lässt, die im frühen Sonnensystem gebildet wurden. Die Verteilungen von relativ häufigen Isotopen, die typischerweise durch den s- und r-Prozess während der Nukleosynthese gebildet wurden, sind in den meisten Meteoritenproben aus dem frühen Sonnensystem relativ gut charakterisiert. Untersuchungen der Häufigkeiten von schweren P-Prozess Isotopen sind aufgrund der niedrigen Häufigkeiten dieser Isotope lange unmöglich gewesen. Nach der Entdeckung von Heterogenitäten von p-Prozess 180W in Eisenmeteoriten, die als nukleosynthetisch interpretiert wurden, ist das Interesse an genaueren Messungen dieser Isotopen in letzter Zeit stark gestiegen. In dieser Dissertation werden die Häufigkeiten von P-Prozess 174Hf und 190Pt in unterschiedlichen Material-Arten aus dem frühen Sonnensystem untersucht. Aufgrund von neuen 180W-Daten wird eine alternative Erklärung für die Heterogenitäten von 180W vorgeschlagen und es wird zum ersten Mal gezeigt, dass messbare Mengen von 180W durch radioaktiven Zerfall von 184Os produziert geworden sind. In Kapitel II werden analytische Protokolle für hochpräzise Messungen der p-Prozess Isotope 174Hf, 180W, und 190Pt beschrieben, die auf der Messung mit Multikollektor ICP Massenspektrometrie basieren. Diese Protokolle beruhen auf der Verwendung von zwei mit 1012Ω Widerständen ausgestatteten Faraday Verstärkern für die Messung der entsprechenden p-Prozess Isotope, als auch für die Messung derjenigen Isotopen, die benutzt werden um isobare Interferenzen auf den jeweiligen p-Prozess Isotopen zu korrigieren. Es wurde festgestellt, dass die Reproduzierbarkeit stark von der Signalstärke abhängt und sich bei <50 mV auf den entsprechenden Isotopen dramatisch verschlechtert. Bei höheren Intensitäten ist die Reproduzierbarkeit in der Regel ±100 ppm oder besser, was eine ca. zehnfach bessere Reproduzierbarkeit im Vergleich zu den meisten früheren Studien darstellt. Als Teil dieser Arbeit wurde die Isotopenhäufigkeit von 174Hf (0,16106 ± 0,00006 %), 180W (0,11910 ± 0,00009 %), und 190Pt (0,01286 ± 0,00005 %) in Referenzmaterialien bestimmt, jeweils als Mittel von ca. 10 Messtagen, verteilt über einen Zeitraum von ca. 3 Jahren. Diese Werte sind die bisher präzisesten Bestimmungen der terrestrischen Häufigkeiten dieser Isotope. Zur Messung von 174Hf, 180W und 190Pt in natürlichen Gesteins- und Meteoritenproben wurden Methoden zur hochreinen Abtrennung von Hf und W aus silikatreichen Proben und von Pt aus Eisenmeteoriten entwickelt. Messungen von Eisenmeteoriten zeigen, dass in Meteoriten der IAB, IIAB und IIIAB Gruppen die Häufigkeiten an 190Pt nicht von terrestrischem Pt zu unterscheiden ist. 174Hf- und 180W-Daten werden eingehend in der Tiefe in den Kapiteln III und IV diskutiert. Kapitel III präsentiert hochpräzise Daten für das p-Prozess Isotop 174Hf in verschiedenen Meteoritenproben. Der Probensatz umfasst verschiedene Arten von Chondriten, Eukriten, einem IAB Silikat-Einschluss und einem Calcium-Aluminium-reichen Einschluss (CAI) aus dem Allende CV3 Chondrit. Einige Chondrite sowie der IAB Silikat-Einschluss haben leicht erhöhte 174Hf/177Hf Verhältnisse, die mit 178Hf/177Hf positiv und mit 180Hf/177Hf negativ korrelieren, was auf Neutroneneinfang-Effekte durch Einwirkung kosmischer Strahlung in diesen Proben deutet (< -43 ± 14 ppm auf 180Hf/177Hf). Proben von Chondriten und Eukriten, die nicht von Neutroneneinfang betroffen sind, weisen 174Hf Häufigkeiten auf, die von der terrestrischem 174Hf Häufigkeit nicht zu unterscheiden sind. Das nicht-radiogene oder initiale 176Hf (~3% p-Prozess; ~97% s-Prozess) in diesen Meteoritenproben ist deswegen identisch mit der terrestrischen Häufigkeit an 176Hf, und das 176Lu-176Hf Zerfallssystem ist folglich in diesen Proben nicht durch eine möglicherweise heterogene Verteilung von p-Prozess 176Hf beeinflusst worden. Im Gegensatz dazu ergibt die Messung der Allende CAI korrigierte 174Hf/177Hf und 180Hf/177Hf Werte, die niedriger (200 ± 78 ppm), bzw. höher (32 ± 9 ppm) sind als in terrestrischem Hf. Der niedrige Wert für 174Hf/177Hf könnte auf ein p-Prozess-Defizit im Reservoir deuten, aus dem CAIs gebildet wurden. Die Ursache für das erhöhte 180Hf/177Hf bleibt jedoch ungeklärt. Die Schlussfolgerung, dass p-Prozess 174Hf und möglicherweise 190Pt keine auflösbaren Heterogenitäten in Meteoritenproben aus dem frühen Sonnensystem zeigen, ist nur schwierig in Einklang zu bringen mit einem vorher vorgeschlagenen Modell, nach dem die Heterogenitäten von 180W in Eisenmeteoriten durch nukleosynthetische Heterogenitäten von p-Prozess Isotopen verursacht werden. In Kapitel IV werden kombinierte 180W und Os-W Messungen vorgestellt, die zeigen, dass die 180W Heterogenitäten in Eisenmeteoriten besser durch radioaktiven Zerfall des seltenen Nuklids 184Os erklärt werden können. Alpha-Zerfall von 184Os wurde aufgrund seiner nuklearen Struktur vorhergesagt, wurde aber bisher nie in Experimenten beobachtet. Eine kombinierte 184Os-180W Isochrone für Eisenmeteoriten und Chondriten ergibt eine Zerfallskonstante λ184Os (α) von 6,49 ± 1,34 × 10-14 a-1 (Halbwertszeit: 1,12 ± 0,23 × 1013 Jahre), in guter Übereinstimmung mit theoretischen Abschätzungen. Terrestrische Silikatproben zeigen ein Defizit in 180W von -1.16 ± 0,69 -Einheiten relativ zu Chondriten, was erwartungsgemäß auf eine langfristige 180W Entwicklung der Silikat-Erde mit subchondritischen Os/W hinweist. Dies ist wiederum konsistent ist mit einer frühen Kernbildung vor ~4,5 Milliarden Jahren.German
    Creators:
    CreatorsEmail
    Peters, Stefan Theodorus Mariapeters_stm@hotmail.com
    URN: urn:nbn:de:hbz:38-58760
    Subjects: Physics
    Chemistry and allied sciences
    Earth sciences
    Uncontrolled Keywords:
    KeywordsLanguage
    p-processEnglish
    meteoritesEnglish
    mass spectrometryEnglish
    184OsUNSPECIFIED
    180WUNSPECIFIED
    decayEnglish
    174HfUNSPECIFIED
    Faculty: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
    Divisions: Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät > Institut für Mineralogie und Geochemie
    Language: English
    Date: 2014
    Date Type: Publication
    Date of oral exam: 11 April 2014
    Full Text Status: Public
    Date Deposited: 06 Jan 2015 09:27:20
    Referee
    NameAcademic Title
    Münker, CarstenProf. Dr.
    Scherer, ErikProf. Dr.
    URI: http://kups.ub.uni-koeln.de/id/eprint/5876

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