460 J. ZÄHRINGER secondary ion would seem to corroborate the above ideas that the high intensities observed for CH3+ and C2H-+ cannot be due to scattering of the primary ions. It also indicates that hydride ion transfer OH+ + H20 -> H,0 + OH+ (21) does not occur. The ionization potential of OH seems to be slightly higher than that of water while that of CH3 is much lower than that of methane (Table 2). In the case of w ater electron transfer OH++ H20OH + H20+ (22) is expected to compete with reaction (21). Reaction (22) is of interest in considerations of the radiation chemistry of water. It explains the fact that there is no chemical evidence of OH+ although the mass spec-trum of wrater indicates that OH+ is formed in high yield by high energy radiation. In the case of hydro-gen chloride, the fragment CI also has a slightly higher ionization potential than the molecule. The re-action CP + HC1—> CI + HC1+ may therefore partly be responsible for the very low relative intensity of CP in the secondary mass spectrum of hydrogen chloride. Isotopie-Effekt und Häufigkeiten der Edelgase in Steinmeteoriten und auf der Erde Von J. ZÄHRINGER Aus dem Max-PIanck-Institut für Kernphysik, Heidelberg (Z. Naturforschg. 17 a, 460^71 [1962] ; eingegangen am 2. April 1962) The rare gas content of 19 various stone meteorites has been investigated mainly for the abun-dance of the heavier components. Nine normal chondrites have been selected, which indicated from the A36/A38-ratio the presence of primordial rare gases. All of them contain primordial Kr and Xe as well as Xe129-excess. Their content is proportional to the A36-content and increases in the se-quence: normal chondrites, enstatite chondrites and carbonaceous chondrites. The relative abundances of the rare gases in the Staroe Pesjanoe and Kapoeta meteorites follow very closely the SUESS-UREY abundance curve. This may indicate that their composition is very similar to that of an undifferentiated solar nebula. The isotopic variations of meteoritic and terrestrial Ne and He can be explained by isotope dependant diffusion in solids under the assumptions, that all matter contained the rare gases in solar composition previous to degassing and that Kr and A has been lost to a much smaller extent. A similar process may be responsible for the Xe-anomalies. Heating experiments confirm, that the remaining gases are in thermally resistent components. The Xe129-problem is discussed under these aspects. Der erste sichere Nachweis von Uredelgasen in Meteoriten gelang GERLING und LEVSKII 1 in dem Achondriten Staroe Pesjanoe. Dieser Meteorit ent-hält große Mengen an He, Ne und A, die nicht durch radioaktiven Zerfall oder durch Spallationsprozesse entstanden sein können. Ganz ähnliche Edelgasmen-gen wrurden später in dem Achondriten Kapoeta von ZÄHRINGER und GENTNER 2 und auch in dem Chon-driten Pantar von KÖNIG et al. 3 und MERRIHUE et al. 4 festgestellt. Neben diesen heliumreichen Meteoriten existieren andere, wo überwiegend die schweren Edelgase 1 E. K. GERLING U. L. K. LEVSKII, Dokl. Akad. Nauk, SSSR 110, 750 [1956]. 2 J. ZÄHRINGER U. W. GENTNER, Z. Naturforschg. 15 a, 600 [I960], 3 H. KÖNIG, K. KEIL, H. HINTENBERGER, F. WLOTZKA U. F. BEGE-MANN, Z. Naturforschg. 16 a, 1124 [1961]. außergewöhnlich häufig sind. So fand REYNOLDS 5 in dem kohligen Chondriten Murray überschüssiges A, Kr und Xe, STAUFFER 6 in einigen kohligen Chon-driten und einem Ureiliten kleinere Mengen A und Ne, ZÄHRINGER und GENTNER 2 und REYNOLDS 7 in Enstatitchondriten erhöhte A-, Kr- und Xe-Häufig-keiten. Inzwischen hat sich gezeigt, daß das Vorhan-densein von Uredelgasen keine Ausnahme darstellt und daß unter günstigen Bedingungen in den mei-sten Chondriten Urargon zu erkennen ist 8. Die Isotopenzusammensetzungen der Uredelgase sind denen der atmosphärischen Edelgase ähnlich. 4 C. M. MERRIHUE, R. O. PEPIN U. J. H. REYNOLDS, J. Geophys. Res., im Druck. 5 J. H. REYNOLDS, Phys. Rev. Letters 4, 8 u. 351 [i960]. 6 H. STAUFFER, Geochim. Cosmochim. Acta 24, 70 [1961]. 7 J. H. REYNOLDS, Z. Naturforschg. 15a, 1112 [i960], 8 T. KIRSTEN, D. KRANKOWSKY U. J. ZÄHRINGER, Geochim. Cosmochim. Acta, im Druck.
EDELGASE IN STEINMETEORITEN 461 Es zeigen sich jedoch einige sehr wesentliche Ab-weichungen. So enthält das He einen deutlichen An-teil an He3, der wiederum nicht durch Spallations-prozesse zu erklären ist, und zwar im Verhältnis He4/He3 = 3000 - 4000 2- 3. Eine Erhöhung von Ne20 um 30% wurde in den Meteoriten Kapoeta und Staroe Pesjanoe 9, in Pantar 3' 4 und in geringerem Maße in einigen kohligen Chondriten gefunden. A und Kr hingegen haben im wesentlichen irdische Zusammensetzung. Die Enstatitchondrite sowie die uredelgashaltigen normalen Chondrite haben stets einen Xe129-Überschuß, und auch die anderen Xe-Isotope haben teilweise stark veränderte Häufigkei-ten 5'10. In dieser Arbeit wird über Messungen von Ur-edelgasen verschiedener Meteoritenarten berichtet. Es wurden solche Meteorite untersucht, bei denen das A36/A38-Verhältnis auf Vorhandensein von Ur-edelgasen hindeutet. Reines Spallationsargon sollte ein A36/A38-Verhältnis von 0,6 besitzen, und bei den meisten Chondriten ist dieses Verhältnis größer. Es war zu untersuchen, ob diese Meteorite stets auch Kr und Xe enthalten und ob eine Beziehung zu dem A36-Uberschuß besteht. Ferner wurde das Xe129-Pro-blem weiter verfolgt. Der Xe129-Überschuß wurde bis-her immer zusammen mit Urxenon beobachtet, und es bleibt zu prüfen, wo der J129-Zerfall stattgefunden hat11. Aus den unterschiedlichen Häufigkeiten und Iso-topenzusammensetzungen der Uredelgase kann man erkennen, daß die verschiedenen Meteoritenarten so-wie die irdische Materie unterschiedliche Entste-hungsgeschichten haben. Es wird darum einmal der Versuch unternommen, diese Edelgase aus einem gemeinsamen solaren Gas abzuleiten, was über die Entstehungsprozesse der planetarischen Materie wichtige Information bringen könnte. Experimentelles In einer Voranalyse wurden die Proben ca. 12 Stun-den bei 150 °C im Vakuum entgast und die He-, Ne-und A-Isotope bestimmt. Zur Analyse der schweren Edelgase wurden alle gewöhnlichen Chondriten-Proben kurzzeitig auf 400 °C erhitzt, um sicher alle Luftverun-reinigungen auszutreiben. Dabei gingen stets radiogene Anteile verloren. Das A36/A38-Verhältnis hat sich jedoch 9 J. ZÄHRINGER, Geochim. Cosmochim. Acta, im Drude. 10 W. B. CLARKE U. H. G. THODE, J. Geophys. Res. 10, 3578 [1961]. in allen Fällen nicht wesentlich verändert. Hieraus wurde geschlossen, daß die gefundenen Edelgase nicht von der Atmosphäre stammen, sondern wirklich in der Probe enthalten sind. Diese hohe Ausheiztemperatur wurde deshalb gewählt, weil alle bisherigen Xe-Analy-sen oft einen beträchtlichen Anteil Luftverunreinigun-gen enthielten. Da die Entgasungsexperimente zeigten, daß in Chondriten die Uredelgase erst bei höheren Temperaturen entweichen, kann das Ausheizen die Mengenmessungen der Uredelgase nicht beeinträchti-gen, sondern lediglich zuverlässigere Isotopenverhält-nisse bewirken. Die in dieser Arbeit untersuchten Pro-benmengen betrugen alle 0,1 — lg. Die He-, Ne- und A-Werte wurden nach dem früher beschriebenen Verfahren bestimmt. Kr und Xe wurden an einem U-Rohr mit flüssiger Luft ausgefroren und das Argon durch Einlassen ins Spektrometer abge-trennt. Dabei wurden etwa 30% Kr zusammen mit dem A gemessen, während Xe quantitativ festgehalten wird. Anschließend wurden durch Auftauen das restliche Kr und Xe zusammen ins Spektrometer eingelassen und im statischen Betrieb analysiert. Die Schwierigkeiten der Xe-Messungen wurden stets durch den memory-Effekt verursacht, der nur dann merkbar wird, wenn Xe selbst oder sehr große Mengen anderer Gase ins Spektrometer eingelassen werden. Zur Kontrolle wurden die Xe-Spektren längere Zeit beobach-tet und ein eventueller Anstieg verfolgt oder mit Xe128-carrier der Untergrund der Apparatur kontrolliert. Hiermit wurden auch die quantitativen Xe-Bestimmun-gen durchgeführt. Das Xe128 wurde im Reaktor aus KJ-Salz hergestellt. Der Fehler der Kr- und Xe-Mengen wird auf Grund der erwähnten Schwierigkeiten auf 20 — 30% geschätzt, während er für die anderen Edelgase unter 5% liegt. Die Genauigkeit vom Xe129/Xe132-Verhältnis wird durch Luftverunreinigungen begrenzt und wird für die un-günstigsten Fälle bei Kapoeta und Staroe Pesjanoe auf ca. 10% geschätzt. Ergebnisse In Tab. 1 sind die Edelgasresultate nach steigen-dem Uredelgasgehalt angeordnet. Bei allen unter-suchten Proben hat sich die Vermutung bestätigt, daß neben Urargon auch Kr und Xe als Urgase vor-handen sind. Der Urargongehalt wurde errechnet, indem vom gesamten A36-Gehalt das Spallations-argon mit A38/A36 = l,6 abgezogen wurde. Dieser Wert wurde Eisenmeteoriten entnommen und könnte für Steinmeteorite wegen des Ca-Anteils einen etwas anderen Wert haben. In Tab. 1 ist für die Meteorite, die Urneon enthalten, das Ne20/Ne22-Verhältnis 11 J. ZÄHRINGER U. W. GENTNER, Z. Naturforschg. 16 a, 239 [1961].
462 J. ZÄHRINGER He3 He4 Xe20 Ne21 Ne22 A36 \3S A40 A 36 -^ur Kr84 Xe132 Xe123 / / Xe132 K-A Alter in 109 a /Ne20\ l A36 )n, /Ne2°\ \Ne22/u Achondrite Staroe Pesjanoe 220 630000 2080 23 184 148 27,6 2700 148 <0,06 < 0,008 1,0 4,5 15 12,5 Spallations-anteil Kapoeta 60 55 ~ 300 205000 17 2220 18 7,5 19 166 88 17 1140 88 <0,03 < 0.006 1,0 4,4 24 13,5 Spallations-anteil 5 -25 1,4 1,5 1,6 Kohlige Chondrite Felix 78 2400 16 12 14 135 26 2475 135 0,75 0,61 1,15 4,1 --Mighei 2 3700 13 0,65 2,2 62 11,5 850 62 0,92 1,0 1,09 2,4 0,2 8.3 Cold Bokkeveld 0,5 2800 10,0 0,07 1,2 43 7,8 (600) 43 0,55 0,60 1,02 (1,2) 0,2 9.0 Murray 3,4 8900 40,7 1,1 5,1 68 12,3 340 68 0,70 0,86 1,10 1,6 0,5 9.7 Orgueil 7,7 24800 47,3 0,9 5,1 67 12 400 67 0.90 1.0 1.08 1,3 0,7 11 Atmosphäre in Vol.-% (5,2) 16,3 0.047 1,6 31 5,8 - 31 0,57 0.02 0,98 0,53 10.2 • 104 He3 He4 Ne20 Ne21 Xe22 A36 A38 A40 A*? Kr84 Xe132 Xel27xe-K-A-Alter in 109 ; Enstatit-Chondrite Abee 12 1320 10 2,5 3,3 37 6,9 6900 37 0,15 0,080 6,4 4,7 St. Marks 1,0 600 1,1 0,3 0,4 36 6,4 3660 36 0,14 0,052 4,4 3,8 Indarch 13 1270 7,7 3,6 4,5 6,3 1,6 5620 6 0,04 0,07 4,0 4,3 Gewöhnliche Chondrite Hamlet 61 1850 12,4 12,4 13,6 10,1 2,7 5000 9,5 0,10 0,09 1,4 3,9 Forest Vale 110 2370 24 27 29 7,7 4,4 6420 5,7 0,062 0,075 1,5 4,6 Bj urböle 19 1600 4,1 4,4 4,8 3,0 1,2 5500 2,5 0,022 0,043 1,8 4.3 Richardton 32 1730 9,4 9,5 10,3 3,0 1,4 5550 2,4 0.024 0,023 1,7 4.4 Nadiabondi 97 2180 20 21 23 3,2 2,9 6075 1,5 0,022 0,027 1,45 4,6 Miller 5,8 1645 1,6 1,1 1,3 1,5 0,46 6400 1,4 0,015 0,015 1,50 4,8 Forksville 48 1150 9,2 9,7 10,3 1,7 1,2 5580 1,1 — 0,010 1,8 4,4 St. Isabel 64 1790 11,9 11,9 12,8 1,8 1,7 5940 0,9 ~ 0,015 0,008 2,0 4,5 Bruderheim 47 500 9,1 10,1 11,2 1,5 1,5 1110 0,7 0,015 0,013 1,3 1.9 Tab. 1. Edelgasgehalt in 10~8cm3/g verschiedener uredelgashaltiger Meteoritenarten. durch Korrektur des Spallationsneon mit Ne20 : Ne21 : Ne22 = 0,9 : 0,95 : 1,0 berechnet. Die hier untersuchten gewöhnlichen Chondrite ent-halten neben Urxenon einen deutlichen Xe129-Uber-schuß. Der Zusammenhang zwischen den Uredel-gasen A36, Kr84 und Xe129 ist in Abb. 1 graphisch dargestellt. Man sieht, daß mit steigendem Urargon auch die Kr- und Xe-Werte zunehmen. In Tab. 1 sind auch die Resultate der beiden Achondrite Staroe Pesjanoe und Kapoeta mit den Kr- und Xe-Werten eingetragen. Diese Werte sind sehr klein und entsprechend mit einem größeren Fehler behaftet. Die Werte von Kapoeta stimmen
EDELGASE IN STEINMETEORITEN 463 Abb. 1. Der Kr84- und Xe129-Gehalt von gewöhnlichen und Enstatitchondriten in Abhängigkeit von Urargon. mit den früher mitgeteilten Werten recht gut über-ein. Bei diesen Messungen wurde durch Vorentgasen besser auf atmosphärische Verunreinigungen geach-tet. Innerhalb der Fehlergrenzen von 10% konnte in beiden Proben kein Xe129-Überschuß gefunden wer-den. Größere Schwankungen wurden bei den kohligen Chondriten gefunden, vermutlich sind diese durch den hohen Wassergehalt bedingt. Bei Abee sind im He4-Gehalt bei unzerkleinerten Proben von ca. 50 mg sehr große Schwankungen von 800 — 2300 x 10~8 cm3/g aufgetreten, was auf inhomogene Verteilung von Urhelium hindeutet. Bei Argon waren die Schwankungen geringer. Alle angegebenen Messun-gen wurden daraufhin an gepulverten homogenen Proben durchgeführt. Entgasungsexperimente Bei diesen Versuchen wurden pulverisierte Proben von ca. 60 fx Korngröße in Stufen bei zunehmender Temperatur erhitzt und die Mengen und Isotopenzusam-mensetzungen der abgetrennten Edelgase bestimmt. Hiermit sollten folgende Fragen untersucht wer-den: 1. Unterscheidet sich Xe129 in der Art der Dif-fusion von den anderen Uredelgasen, und ist es che-misch vielleicht an anderen Plätzen im Kristallgefüge gebunden? 2. Falls sich aus dem J- und Xe129-Gehalt eine reelle Zeitspanne ermitteln läßt, kann man sie in einfacher Weise zum K-A-Alter addieren, um das Ende der J129-Erzeugung zu datieren? 3. Kann man verstehen, wie diese Chondrite zu der heutigen Uredelgaszusammensetzung gelangten, und kann man eventuell etwas über die thermische Vergangenheit erfahren? In Abb. 2 sieht man wie bei dem Enstatitchondri-ten St. Marks das radiogene A40 bei relativ niederen Temperaturen und die Uredelgase erst über 900 °C entweichen. Das A40/A36-Verhältnis ändert sich von seinem maximalen Wert 850 auf 10. Das Xe129/Xe132-Verhältnis steigt ab 1000 °C schnell an und bleibt bis 1300°C bei dem Wert 3,8 stehen. An-schließend wurde die Probe vollständig geschmolzen,
464 J. ZÄHRINGER 4 Xe129 4 Xe129 U.'32 / / / / / / / / -/ / / / / / / i -/ / 132 Xe berechnet aus — 129 Xe / 1 » —TT— t/l * 2 00 i | 300 400 1 ,1 500 A36 mV 1 Abb. 3. Stufenweise Entgasung einer pulverisierten Probe des Enstatit-chondriten Abee. Die eingezeichne-ten Punkte sind die gemessenen Mengen Xe129 und Xe132, die für verschiedene Temperaturen in Ab-hängigkeit vom A3r-Gehalt einge-zeichnet sind. Die fest eingetragene Kurve wurde durch Division mit 6,4 aus der gestrichelten Kurve berech-net. Lediglich bei niederen Tempe-raturen zeigen sich mengenmäßig geringfügige Abweichungen. und das Xe129/Xe132-Verhältnis behielt den ursprüng-lichen Wert. Dieses Verhältnis ergab bei einer vor-entgasten Probe 4,4 (s. Tab. 1), während bei dem Entgasungsexperiment 3.8 als maximaler Wert er-zielt werden konnte. Man sieht also, daß geringe atmosphärische Verunreinigungen den Unterschied bedingen. Insbesondere dürfte der langsame Anstieg zwischen 700 und 900 °C davon herrühren. Ein ganz entsprechendes Resultat ergibt sich für den Enstatitchondriten Abee. Dieser Versuch wurde mit 2 g Probengewicht und einer Korngröße von 60 ju mit größerer Empfindlichkeit wiederholt, weil JEFFERY und REYNOLDS 12 aus großen Änderungen im Xe129/Xe132-Verhältnis einen radiogenen Ur-sprung des Xe129 abgeleitet hatten. Das A40/A36-Verhältnis steigt hier sogar auf 6000 und fällt nach 1000 °C bis auf 5, wo wiederum die Uredelgase entweichen. Zum Unterschied von St. Marks ent-weichen jedoch ca. 15% schon bei 700 — 900 C, wobei ein Schwefelniederschlag beobachtet wurde, der vermutlich von der Zersetzung von Sulfiden her-rührt. Die Frage, ob die 15% Edelgase in den Sul-fiden eingeschlossen sind oder ob teilweise ein che-mischer Aufschluß stattfindet, kann vorläufig nicht entschieden werden. Das Xe129/Xe132-Verhältnis zeigte bei größerer Meßempfindlichkeit bzw. größe-rem Probengewicht zwischen 900 und 1000 C eben-falls ein Minimum. Vergleicht man die Abee-Resul-tate mit denen von St. Marks, so ist leicht zu ver-stehen, daß diese niederen Werte von Luftxenon her-rühren können. Der mittlere Wert in dem Experi-12 P. M. JEFFERY U. J. H. REYNOLDS, Z. Naturforschg. 16 a, 431 [1961]. ment von REYNOLDS betrug nämlich 5,3, während bei einem Gesamtaufschluß mit kleineren Verunrei-nigungen 6,4 erzielt wurden. Es sind also 17% Luft-xenon dabei enthalten, und da die in diesem Tem-peraturintervall abgegebenen Xe-Mengen klein sind, ist die Erniedrigung der Xe129/Xe132-Verhältnisse erklärt. In Abb. 3 sind die gemessenen Xe129- und Xe132-Werte gegen den Urargongehalt aufgetragen. Durch die Xe129-Punkte wurde eine Kurve gelegt und durch Division mit 6,4 die Kurve für Xe132 errechnet. Man sieht, daß lediglich zwischen 800 und 1000° Ab-weichungen bestehen, die mengenmäßig jedoch von untergeordneter Bedeutung sind und sehr wohl durch Luftbeimengungen verursacht sein können. Diskussion 1. Uredelgase Die Tatsache, daß eine große Anzahl von Meteo-riten Uredelgase enthält, ist allgemein überraschend. Alle bisherigen Vorstellungen über die Entstehung der Meteorite haben gemeinsam, daß die Materie mehr oder weniger hohen Temperaturen ausgesetzt war. Infolge der chemischen Inaktivität der Edelgase hat man weitgehende Entgasung als sicher angenom-men. Diese Vorstellung trifft jedoch nach den vor-liegenden Messungen nicht mehr allgemein zu. Bei einer systematischen Untersuchung einer grö-ßeren Zahl von Chondriten hat sich gezeigt, daß die Anwesenheit von Uredelgasen keine Ausnahme dar-stellt. Eine weitere Anzahl hier nicht aufgeführter Chondrite läßt deutlich erkennen, daß neben Spal-
EDELGASE IN STEINMETEORITEN 465 Abb. 4. Die Edelgaskonzentrationen in cm3/g für verschiedene Meteori-tenarten. Die fest eingetragenen Kurven sind die relativen kosmi-schen und atmosphärischen Häufig-keiten, die für A36 = 10—6 cm3/g normiert wurden. lationsargon auch Urargon vorhanden ist8. Zu einem ähnlichen Ergebnis kam STAUFFER 13. Bei diesen Chondriten sind stets nur A, Kr und Xe nachzuwei-sen, und nach den bisher vorliegenden Entgasungs-experimenten entweichen die Uredelgase erst bei Temperaturen oberhalb 800 °C. Die in den Chondri-ten noch vorhandenen Edelgase befinden sich offen-bar in thermisch resistenten Komponenten. Bei den heliumreichen Meteoriten wurde hingegen gefunden, daß He und Ne bei sehr niedrigen Temperaturen entweichen9. Die kohligen Chondrite nehmen eine Zwischenstellung ein, da einige sowohl die schweren Edelgase als auch deutlich He und Ne als Uredelgase enthalten. In Abb. 4 sind die Uredelgaskonzentrationen in Abhängigkeit von der Masse graphisch zusammen-gestellt. Außerdem sind die SUESS—UREY-Häufigkei-ten zum Vergleich miteingezeichnet, welche für A36 = 10~6 cm3/g normiert wTurden. Diese Häufig-keiten sind in letzter Zeit um den Faktor 2 verklei-nert worden. Hier soll jedoch von diesen Diskrepan-zen abgesehen werden. Außerdem sind die Häufig-keiten der irdischen Atmosphäre miteingetragen, die ebenfalls für A36 = 10~6 cm3/g normiert wurden. In Abb. 4 fällt zunächst auf, daß die Uredelgas-häufigkeiten von Staroe Pesjanoe (und auch von 13 H. STAUFFER, J. Geophys. Res. 66, 1513 [1961]. Kapoeta) mit den relativen kosmischen Häufigkei-ten recht gut übereinstimmen. Dagegen weichen die Uredelgase der Chondrite sowohl bei den leichten als auch bei den schweren Edelgasen erheblich da-von ab. Helium und Neon sind gegenüber Argon sehr stark erniedrigt und nur bei einigen kohligen Chondriten als Uredelgas überhaupt zu erkennen. Andererseits sind Kr und Xe in allen Chondriten gegenüber A sehr viel häufiger als nach dem kos-mischen Verhältnis zu erwarten wäre. Das A36 : Kr84 : Xe132-Verhältnis beträgt bei den Chondriten etwa 100 : 1 : 1 gegenüber 100 : 0,23 : 0,001 der kosmi-schen Häufigkeiten. Die Edelgase der irdischen Atmosphäre zeigen eine ganz ähnliche Zusammensetzung. He und Ne sind ebenfalls sehr selten, und das A : Kr : Xe-Ver-hältnis ist 100 : 1,8 : 0,06. Gegenüber den Chondri-ten ist insbesondere Xe sehr viel seltener. Sieht man von dieser abweichenden Xe-Häufigkeit zunächst ab, so ist die Ähnlichkeit der Uredelgase der Chondrite und der atmosphärischen Edelgase doch recht auf-fallend. Die absoluten Mengen liegen für die gewöhnlichen Chondrite dieser Arbeit innerhalb eines Faktors 10 und nehmen zu den Enstatit- und kohligen Chondri-ten hin zu. Bezieht man z. B. die Häufigkeit von A36 auf die Zahl der Si-Atome, so findet man für die Erde etwa den 109-ten Teil des kosmischen A36/Si-
466 J. ZÄHRINGER Verhältnisses14. Diese Abschätzung gilt natürlich nur unter der sehr unsicheren Annahme, daß das Erdinnere frei von Edelgasen ist. Die gewöhnlichen Chondrite haben ein mit der Erde vergleichbares A36/Si-Verhältnis, während die kohligen Chondrite etwa den 107-ten Teil des kosmischen Wertes be-sitzen 6. Eine weitere Beziehung besteht in der Isotopen-zusammensetzung des Neon. Wie schon früher be-richtet, zeigen die heliumreichen Meteorite gegen-über atmosphärischem Neon ein um 30% erhöhtes Ne20/Ne22-Verhältnis sowie eine etwa halb so große Erhöhung von Ne21. Für Meteorite mit kleinerem He- und Ne-Gehalt wie Pantar und für atmosphäri-sches Neon ist das Ne20/Ne22-Verhältnis geringer. Bei einigen kohligen Chondriten ist es sogar noch kleiner als im atmosphärischen Neon. Diese Korre-lation ist in Abb. 5 dargestellt. Auf der Abszisse ist in logarithmischem Maßstab das Ne20/A36-Verhältnis für die Urneon enthaltenden Meteorite sowie für die Atmosphäre und auf der Ordinate das Ne20/Ne22-A erhältnis eingetragen. Abb. 5. Die Abhängigkeit des Ne20/Ne22-Verhältnisses von dem Ne20/A36-Verhältnis. Die Meßwerte von Mokoia und Ivuna wurden von STAUFFER 6, von Pantar die Ne-Werte von KÖNIG et al. 3 und die A-Werte von MERRIHUE et al. 4 ent-nommen. Einen ganz ähnlichen Isotopieeffekt besitzt auch das He der Meteorite Murray und Orgueil. Das He4/He3-Verhältnis ist nach Korrektur des Spalla-tionshelium ca. 6000 und das schwere Isotop ist wiederum gegenüber den heliumreichen Meteoriten angereichert. Zur Deutung dieser Uredelgase wird angenom-men, daß alle Edelgase aus einem gemeinsamen Re-servoir stammen und im Laufe der Meteoriten- und Planetenentstehung die gefundenen Zusammenset-zungen zustande kamen. Eine solche Annahme ist berechtigt, da mehrere Meteorite mit Uredelgasen nahezu kosmischer Zusammensetzung noch heute existieren. Deren Uredelgase stellen einen recht gu-ten Durchschnitt der solaren Zusammensetzung dar, obwohl nur der 10'-te Teil der kosmischen Häufig-keiten vorhanden ist. Dies ist offenbar nur so zu ver-stehen, daß ein Teil der Materie zu einer Zeit die Edelgase aufnahm, als diese noch keiner Entmi-schung ausgesetzt waren. Wenn man den allgemei-nen Vorstellungen folgt, daß aus einer protoplaneta-rischen Wolke H und He zuerst entweichen, dann sollte die Edelgasaufnahme noch zuvor, also zu einem sehr frühen Zeitpunkt der Kondensation, statt-gefunden haben. Nach HOYLE 15, FOWLER et al.16 (1962) war die Oberflächentemperatur z. Zt. der Ro-tationsinstabilität der Wolke nicht viel größer als 500 C. Materie mit hohem Schmelzpunkt (gewöhn-liche Metalle, Silikate etc.) kann dabei bereits in fester Form. z. B. als kleine Staubteilchen, vorgele-gen haben, als sich die planetarische Scheibe gebildet hat. Möglicherweise waren noch interstellare Teil-chen erhalten geblieben, die als Kondensationskerne gewirkt haben. Die Schwierigkeit dieser Hypothese besteht darin, daß kleine Teilchen vom abströmen-den Gas mitgerissen werden. Erst wenn sie eine ge-wisse Größe von ca. 1 m Durchmesser überschritten haben, können sie im Innern des Ringes verbleiben. Solche Körper sollen mit Hilfe von Eis als Binde-mittel zustande gekommen sein. Wie eine solche Ansammlung von Materie statt-findet. hängt sehr wesentlich von der Art der Ver-bindungen ab. Bei gesättigter Bindung sind die Zwi-schenkräfte geringer als bei Teilchen mit gleicharti-gen Elementen, wo gegenseitige Anziehung wahr-scheinlicher ist. Um Edelgase in solchen Kondensa-tionskernen zu halten, muß die Abkühlung sehr schnell vor sich gegangen sein. Der Einfangmecha-nismus muß für jedes Edelgas etwa proportional dem Partialdruck gewesen sein. Dies kann an der Oberfläche der protoplanetarischen Wolke vor sich gegangen sein, wobei durch Konvektion immer neue Teilchen kondensieren und im Innern der Wolke wieder verdampfen. Nur ein Teil der Materie kann also kondensiert vorgelegen haben, und ein noch geringerer Teil der Edelgase war in festen Teilchen eingeschlossen. Die gefundene Edelgaszusammenset-14 H. SUESS, J. Geol. 57, 600 [1949]. 15 F. HOYLE, Quart. J. Roy. Astron. Soc. 1, 128 [I960]. 16 W. A. FOWLER. J. P. GREENSTEIN U. F. HOYLE, Geophys. J. 6, 148 [1962].
EDELGASE IN STEINMETEORITEN 467 zung spricht jedenfalls für einen solchen schnellen Kondensationsprozeß. Bei der weiteren Evolution dieser Gas-Staub-Wolke müssen sich irgendwann Kondensationskerne gebildet haben, die man als Urkörper der Meteorite oder Planeten ansehen muß. Man würde also er-warten, daß der Kern der allerersten Kondensations-körper aus solchen Produkten gebildet wurde. Wenn die Edelgase während der folgenden Pro-zesse bei der Meteoritenentstehung nicht entweichen sollen, müssen sie infolge einer abdichtenden Schicht und genügender Löslichkeit von den heißen Kör-pern festgehalten worden sein. Man kann sich sonst schwer vorstellen, daß durch die mannigfachen che-mischen Prozesse die relativen Häufigkeiten so gut erhalten blieben. Auf diese Weise könnte der Staroe Pesjanoe-Meteorit entstanden sein. Bei Kapoeta wurden die Uredelgase in der Glas-phase lokalisiert. Hierbei könnte es sich um solche aus der Gasphase erstarrten Kondensationsprodukte handeln. Diese müßten dann nachträglich auf kaltem Wege mit den übrigen Mineralien zusammengebak-ken worden sein. Man sollte eine vulkanische Ent-stehung allerdings auch nicht ganz ausschließen. Die Glasteilchen könnten aus dem Innern eines wie oben beschriebenen Protokörpers herausgeschleudert und an der Oberfläche schnell abgekühlt worden sein 17. Während die Uredelgase mit nahezu kosmischer Zusammensetzung ziemlich eindeutig zu verstehen sind, lassen sich für die Entstehung der Edelgase in Chondriten und der irdischen Edelgase mehrere Möglichkeiten ausdenken. Zur Deutung der atmosphärischen Edelgase hat SUESS 14 angenommen, daß anfangs von allen Edel-gasen nur der 107-te Teil der kosmischen Häufigkeit auf der Erde vorhanden war und daß anschließend die leichten Gase selektiv aus der Atmosphäre ab-diffundierten. Dabei würden die Edelgase an den leichten Isotopen verarmen. Bei der Berechnung zeigten sich jedoch beträchtliche Schwierigkeiten. Das zu überwindende Potentialfeld unserer heutigen Erde ist viel zu groß, um größere Mengen Neon ab-diffundieren zu lassen, und eine quantitative Über-einstimmung ließe sich nur herstellen, wenn die Erde früher sehr viel schneller rotiert hätte. Das Auffinden der Neon-Anomalie in den Uredel-gasen weist qualitativ auf eine solche selektive Ent-17 G. G. GOLES, R. A. FISH U. E. ANDERS, Geochim. Cosmochim. Acta 19, 177 [i960]. mischung hin. Für Argon können jedoch keine deut-lichen Unterschiede unter den einzelnen Meteoriten und der Atmosphäre gefunden werden. Auch die Resultate dieser Arbeit liegen bei allen Proben, wo die Korrekturen durch Spallations-Argon geringfü-gig sind, innerhalb von 5% beim atmosphärischen A36/A38-Wert von 5,3. Für Kr in Meteoriten fanden KRUMMENACHER et al.18 (1962) ebenfalls atmosphä-rische Isotopenzusammensetzung. Lediglich bei Xe existieren wiederum Anomalien die jedoch ganz anderer Natur sein können und bei KRUMMENACHER et al.18, FOWLER, GREENSTEIN und HOYLE 16, CAMERON und auch unten ausführlich diskutiert werden. Es sieht danach so aus, als ob nur He und Ne eine stär-kere Entmischung erfahren haben und für A und Kr die anfängliche kosmische Isotopenzusammensetzung in allen Meteoriten und auf der Erde erhalten blieb. Ein Entmischungsprozeß, der allein von der Masse der Edelgase abhängt, kann daher für die Isotopen-verschiebung nicht verantwortlich sein. Man müßte stets auch eine solche für A36/A38 finden, die genau halb so groß ist wie die von Ne20/Ne22. Aus dem-selben Grunde kann auch innerhalb der planetari-schen Wolke vor der Edelgasaufnahme keine solche Entmischung stattgefunden haben. Auf Grund der Häufigkeitsverhältnisse in Abb. 4, wo nur für He und Ne sehr große Abweichungen existieren, gelangt man zunächst ebenfalls zu dem Schluß, daß die schweren Edelgase weniger beein-flußt wurden. Als möglicher Prozeß kommt für diese sprung-hafte Fraktionierung die Diffusion im Festkörper in Betracht. Bei Volumendiffusion hängt die Diffu-sionskonstante in folgender Weise von der Tempe-ratur ab: D = D0e~WRT, wobei die charakteristische Diffusionskonstante D0 wie auch die Aktivierungsenergie Q nicht nur von der Masse, sondern auch sehr stark von dem diffun-dierenden Gas und von der Gitterkonstanten abhän-gen. Entgasungsexperimente an den Meteoriten Ka-poeta und Staroe Pesjanoe ergaben, daß die Diffu-sion von Ne stets größer als die von A ist9. Beson-ders extrem liegen die Verhältnisse bei Kapoeta, wo bei niederen Temperaturen D/a2 für A um den Faktor ca. 104 kleiner als für Ne ist. 18 D. KRUMMENACHER, G. M. MERRIHUE, R. 0. PEPIN U. J. H. REYNOLDS, Geochim. Cosmochim. Acta, im Druck.
468 J. ZÄHRINGER Für die kohligen Chondrite vermutet auch STAUF-FER 6, daß deren Ne- und A-Werte durch unterschied-liche Diffusion aus einer ursprünglich kosmischen Zusammensetzung hervorgingen. Die Messung der Diffusionskonstanten ergab bei 730 °C für Ne einen dreimal so großen Wert wie für A. Da die Aktivie-rungsenergien von A nach Ne und He hin sicherlich abnehmen, kann der Unterschied bei niederen Tem-peraturen sehr viel größer sein. Man kann vermuten, daß durch eine solche selek-tive Diffusion auch die Isotopenverschiebungen bei Ne zustande kamen (Abb. 5). In einer neueren Ar-beit von LAZARUS 19 wurde bei der Diffusion von Fe55 und Fe59 in Silber ein Isotopen-Effekt experi-mentell festgestellt und ungefähre Übereinstimmung mit einer YM-Abhängigkeit gefunden. Einen solchen Isotopen-Effekt haben wir auch bei Edelgasen fest-gestellt, und zwar an dem durch Spallation erzeug-ten He in dem Achondriten Norton County, wo nach dem Austreiben von 99,7% He eine Erhöhung des He4/He3-Verhältnisses um den Faktor 3 beobachtet wurde. Dieser Isotopen-Effekt wird sich um so mehr be-merkbar machen, je größer das Verhältnis der An-fangs- zur Endkonzentration ist. Dabei verarmen die im Kristall verbleibenden Gase an den leichten Isotopen. Zur numerischen Prüfung dieser Aussage wurde für die Massenabhängigkeit das J/Af-Gesetz angenommen. Dieses wird näherungsweise auch für den Fall gelten, daß keine vollkommene Volumen-diffusion vorliegt. Die Isotopenverschiebungen kann man auf folgen-dem Wege berechnen: Bei starker Entgasung (>85%) ist die im Kristall verbleibende Menge F = (6/nz) wobei D(M) die massenabhängige Diffusionskon-stante, a der Kornradius und t die Zeit darstellen. Hieraus ergeben sich bei FM-Abhängigkeit der Dif-fusionskonstanten die im Kristall verbleibenden Mengen aus folgenden Beziehungen: F3 =1,08 F41-155 (Helium), F20 = 1,025 F^1-05 (Neon), F36 = 1,0135 F38m (Argon). 19 D. LAZARUS, Conf. on the Use of Radio Isotopes in the Physical Sciences and Industry RICC/188 [i960]. In Tab. 2 sind für verschiedene Entgasungsgrade die Isotopenzusammensetzungen für ein Gemisch mit ursprünglich gleicher Isotopenhäufigkeit berech-net. Menge in % (He*, Ne22, A3») He3/He4 Ne20/Ne22 A36/A38 100 1 1 1 10 0,76 0.91 0.95 1 0,53 0.81 0,90 0,1 0.37 0.72 0.84 0,01 0.22 0.63 — Tab. 2. Die zu erwartenden Isotopenverhältnisse der nach der Entgasung noch vorhandenen Mengen bei ursprünglich glei-cher Isotopenhäufigkeit. Den Berechnungen liegt die j/M-Ab-hängigkeit der Diffusionskonstanten zugrunde. Hieraus kann man ersehen, daß auf Grund der kleinen A36/A38-Schwankungen noch mindestens 1/10 des ursprünglichen A-Gehaltes vorhanden sein sollte. Um andererseits eine Veränderung des Ne20/ Ne22-Verhältnisses um 30% zu erhalten, darf die Endkonzentration höchstens l°/oo der Anfangskon-zentration betragen. Damit eine so unterschiedliche Entgasung zustande kommt, muß die Diffusionskon-stante von Ne nur viermal so groß wie die von A sein. Nach den obigen Bemerkungen über Diffusions-experimente ist dieser Unterschied durchaus zu er-warten. Erhöht man in Abb. 4 für die kohligen Chondrite und für die Atmosphäre die A36-Werte um den Fak-tor 10 und die Ne20-Werte um den Faktor 1000, so passen die relativen Häufigkeiten besser zu den kos-mischen Häufigkeiten. Dies kann man für die einzel-nen Chondrite und für die Erde etwas genauer aus-rechnen, indem man für verschiedene Ne20/A36-Ver-hältnisse die entsprechenden Isotopenverschiebungen nach Tab. 2 berechnet. In Abb. 5 gibt die ausgezo-gene Kurve diese Werte wieder. Dabei wurde an-genommen, daß in allen Fällen der gefundene A-Gehalt 1/10 des ursprünglichen Wertes beträgt. Diese Annahme scheint berechtigt zu sein, da die gefundenen A36/Kr84-Verhältnisse der hier diskutier-ten Meteorite gegenüber dem kosmischen Verhältnis etwa um diesen Faktor kleiner sind. Bei den kohli-gen Chondriten ist Kr in einigen Fällen etwas häu-figer. Hierfür wird noch eine weitere Ursache ver-mutet, die unten diskutiert wird. Mit dieser einfachen Deutung lassen sich jeden-falls die relativen Häufigkeiten der leichteren Edel-gase wie auch die Isotopenverschiebungen des Ne
EDELGASE IN STEINMETEORITEN 469 der Meteorite wie auch der irdischen Edelgase zu-nächst erklären. Die gemachten Voraussetzungen bedürfen noch der Uberprüfung. So wurde angenommen, daß die Masse mit VM eingeht. Hierfür ist auch eine M~-Abhängigkeit vorgeschlagen worden, die bis jetzt noch nicht bestätigt werden konnte 19. Es bleibt eben-falls zu untersuchen, ob dieselbe Massenabhängig-keit für alle Elemente die gleiche ist. Außerdem war vorausgesetzt, daß die Korngrößen keine sehr großen Unterschiede aufweisen. Das ist bei Meteori-ten sicher nicht der Fall. Dieser Punkt scheint zu-nächst erhebliche Schwierigkeiten zu machen, da die Korngröße quadratisch eingeht. Bei extremem Ent-gasen werden die kleinen Körner jedoch völlig ent-leert und nur wenige große Körner enthalten noch die gefundenen Edelgase. Bei unterschiedlichen Dif-fusionskonstanten von einem Faktor 3,5 fanden wir oben einen Unterschied der restlichen Gaskonzen-tration um den Faktor 100. Nur die großen Körner enthalten somit noch das gefundene Gas, während in Körnern der halben Korngröße entsprechend Dl (a/2)2 = 4 D/a2 wiederum nur der 100-ste Teil der noch vorhandenen Gaskonzentration enthalten ist. Bei so extremen Entgasungen werden die klei-neren Korngrößen automatisch ausgeschaltet und nur die größeren Körner tragen zu dem Isotopie-Effekt bei. Dies bedeutet jedoch nur, daß alle ur-sprünglich vorhandenen Gasmengen noch um ein Mehrfaches größer waren. Man ist verleitet, den Gedanken der massenabhän-gigen Diffusion auch auf das Xe auszudehnen. Es fällt nämlich auf, daß das irdische Xe gegenüber den Chondriten ebenfalls weniger häufig und auch an den leichten Isotopen verarmt ist. So haben schon KRUMMENACHER et al.18 auf einen massen-abhängigen Fraktionierungsprozeß hingewiesen. Außerdem sollen die Xe134- und Xe136-Isotope in Meteoriten durch Spaltprodukte erhöht worden sein. Der Sprung zwischen den Kr- und Xe-Häufigkeiten könnte auch mit einer Isotopenverschiebung ver-knüpft sein. Messungen, aus denen der Unterschied der Dif-fusionskonstanten zwischen Kr und Xe hervorginge, sind noch nicht bekannt. Nach KALBITZER 20 erfolgt in Alkalihalogeniden die Diffusion der Edelgase über Zwischengitterplätze und wird daher sehr we-20 S. KALBITZER, Dissertation, Heidelberg 1961. 21 G. W. REED, K. KIGOSHI U. A. TURKEVICH, Geochim. Cosmo-chim. Acta 20, 122 [i960]. sentlich vom Gitterabstand bestimmt. Ein großer Unterschied in den Diffusionskonstanten wäre daher nicht unwahrscheinlich. Die irdischen Edelgashäufigkeiten lassen sich dann allerdings nicht mehr durch eine einmalige Ent-gasung verstehen. Die Edelgase stammen dann ent-weder aus sehr unterschiedlichen Mineralien, oder die Entgasungen haben mehrfach bei verschiedenen Temperaturen stattgefunden. Nach dem Kondensa-tionsprozeß von HOYLE soll kondensierte Materie vom Rande der Wolke ins Innere zurückfallen. Es ist denkbar, daß näher bei der Sonne die Entgasun-gen häufiger waren und daß in irdische Materie zu-sätzlich noch Materie mit stark entmischtem Xe von den ersten Entgasungen miteingebaut wurde. Ein anderer Teil, der später oder anderswo kondensierte, besaß die Edelgase in kosmischer Zusammensetzung und hat nur einen geringen Anteil zum gesamten Xe beigetragen. Die chondritische Materie ist von mehrfachen stär-keren Entgasungen verschont geblieben. Das Xe hat darum noch die unveränderte Isotopenzusammenset-zung und die leichten Isotope mit größerer Häufig-keit. Die von KRUMMENACHER et al. vermutete Mas-senfraktionierung könnte mit diesem Modell auch für Xe eine einfache Erklärung finden. Im Zusammenhang mit den größeren Xe-Häufig-keiten in Chondriten muß noch ein weiteres Pro-blem aufgeworfen werden. Die Xe-Häufigkeiten der verschiedenen Chondritenarten weisen zu anderen schweren Spurenelementen, wie Pb, Ta und Bi (REED, KIGOSHI und TURKEVICH 21) und J und Te (GOLES und ANDERS 22) eine Beziehung auf. Diese Häufigkei-ten nehmen alle von den gewöhnlichen Chondriten zu den Enstatit- und kohligen Chondriten hin zu. Aus diesem ähnlichen Verhalten möchte man ver-muten, daß diese Unterschiede schon bei der Kon-densation existierten. Da die Häufigkeiten bei den kohligen Chondriten am größten sind, sieht es so aus, als ob Adsorptionseffekte eine zusätzliche Rolle spielten. Es ist denkbar, daß bei tiefen Temperatu-ren das Adsorptionsvermögen von sauberen Ober-flächen für die schweren Spurenelemente sehr viel größer ist. Dieser Effekt wird von der Temperatur und somit auch vom Ort der Kondensation abhän-gen. Bei Pesjanoe und Kapoeta war dieser Adsorp-tionseffekt sicher geringer. 22 G. G. GOLES u. E. ANDERS, Geochim. Cosmochim. Acta, im Druck.
470 J. ZÄHRINGER Man muß sich aber auch die Frage stellen, ob nicht etwa die „interstellaren" Teilchen noch Xe und andere Spurenelemente enthalten. Die Zahl der noch erhalten gebliebenen Teilchen wird mit zunehmen-dem Abstand von der Sonne anwachsen und könnte ebenfalls für die relativ große Xe-Häufigkeit verant-wortlich sein. Für die Hypothesen über die Entstehung der Chondrite zieht die oben vertretene Deutung einige Konsequenzen nach sich. Man muß also annehmen, daß sowohl die irdische wie auch chondritische Ma-terie die leichten Uredelgase in viel größerer Kon-zentration und in nahezu kosmischem Verhältnis enthielt. Durch nachträgliches Erhitzen sind die leichteren Edelgase He und Ne bevorzugt abdiffun-diert. Diese letzte Erwärmung hat jedoch nicht aus-gereicht, um größere Mengen A zu verlieren. Nach der Edelgasaufnahme kann so die Temperatur 800 °C nicht überschritten haben. Wenn die Bildung der Minerale in den sogenannten Protokörpern23 erfolgte, die bei den meisten Hypothesen angenom-men werden, dann müßten die Uredelgase sekundär in die Materie eingeschlossen worden sein. Es müßte sich deshalb bei den Protokörpern stets um abge-schlossene Systeme gehandelt haben, damit die Kon-zentration der schweren Edelgase innerhalb der en-gen Grenzen erhalten blieb. Ob solche Systeme all-gemein existieren, wird allerdings bezweifelt, und man möchte eher einige Ausnahmen damit erklären. In diesem Zusammenhang ist die schon früher und neuerdings von WOOD 24 vertretene Hypothese von Interesse, wonach die Kondensation von Chon-dren und Mineralien direkt aus der Gasphase er-fol gte. Die Anwesenheit von Uredelsasen wäre da-bei nicht so rätselhaft und für einen solchen Kon-densationsprozeß noch eher charakteristisch. Auch das Xe12!,-Problem läßt sich mit diesem Modell leich-ter verstehen, was im folgenden Abschnitt behandelt wird. 2. Das Xe™-Problem Alle in dieser Arbeit untersuchten Chondrite be-sitzen neben Urargon auch die Uredelgase Kr und Xe. Außerdem haben sie alle einen Xe129-Lberschuß, der bis zu einem Faktor 6,4 das atmosphärische Xe129/Xe132-Verhältnis von 0,98 übertrifft. Je häufi-23 H. C. UREY, J. Geophys. Res. 64, 1721 [1959]. 24 J. A. WOOD, Smithsonian Inst. Astrophys. Observ. Tech. Rep. Nr. 10 [1958]. ger der Uredelgasgehalt ist, desto größer ist auch der Xe129-Gehalt. Diese Tatsache führt zu dem Ver-dacht, daß das Xe129 der heutigen Meteoritenprobe mit den anderen Uredelgasen gekoppelt ist. Zu demselben Resultat führen die Entgasungs-experimente, wo die Schwankungen von Xe129/Xe132 nur geringfügig sind und sehr wohl durch atmosphä-rische Verunreinigungen zu verstehen sind. Andererseits ergab ein entsprechendes Entgasungs-experiment von JEFFERY und REYNOLDS 23, wo in dem Meteoriten Abee Xe128 durch Neutronenbestrahlung aus J127 erzeugt wurde, daß J und Xe129 in diesem Meteoriten an ähnlichen Gitterplätzen eingebaut sind. Ob man daraus auch schließen kann, daß das J129 „in situ" zerfallen ist? Wie oben diskutiert wurde, zeigen die Häufigkeiten benachbarter Elemente ähn-liche Beziehungen und vielleicht gilt dies auch für den Einbaumechanismus. In diesem Zusammenhang muß aber auch auf die beschränkte Aussagemöglichkeit dieser Entgasungs-experimente hingewiesen werden. Eine starke Ände-rung des Xe129/Xe132-Verhältnisses bei verschiedenen Temperaturen würde zwar eine unterschiedliche Bin-dung dieser beiden Isotope beweisen. Der umge-kehrte Schluß ist jedoch nicht möglich. Es könnte zum Beispiel sein, daß Meteorite längere Zeit er-höhten Temperaturen ausgesetzt waren und daß da-bei durch Diffusion der Unterschied zwischen radio-genem und Urxenon verwischt wurde. Auch J und Xe könnten ähnliche Gitterplätze aufgesucht haben. Die mineralogische Zusammensetzung und insbeson-dere die Gitterabstände werden dabei eine große Rolle gespielt haben. Ein eindeutiger Beweis, daß das J129 in der heutigen Meteoritenprobe zerfallen ist, liegt daher bis jetzt noch nicht vor. Man wird durch Mineraltrennung Proben unterschiedlichen J-Gehaltes herstellen müssen. Der Xe129-Überschuß sollte dann dem J proportional sein. Arbeiten in dieser Richtung sind in Vorbereitung. Die Entgasungsexperimente zeigen deutlich, daß das radiogene A40 sehr viel leichter abdiffundiert als die Uredelgase und Xe129, und aus diesem Grunde kann man sicher nicht die J — Xe-Zeitspanne in ein-facher Weise zum K — A-Alter addieren. Diese Be-denken entstehen auch auf Grund von Tab. 1, wo mehrere Meteorite mit niedrigem K — A-Alter exi-stieren. die alle auch Xe129-Uberschuß aufweisen. 25 P. M. JEFFERY u. J. H. REYNOLDS, J. Geophys. Res. 66, 3582 [1961],
EDELGASE IN STEINMETEORITEN 471 Nach den Messungen von GOLES und ANDERS 22 sind die J-Gehalte von gewöhnlichen Chondriten im Mittel ca. 40 ppb, von Enstatitchondriten ca. 150 und von kohligen Chondriten ca. 350 ppb. Außer-dem fanden diese Autoren, daß sich in Chondriten das J bis zu 50% in wasserlöslichen Verbindungen befindet. Nach den Entgasungsexperimenten sollte sich das Xe129 eher in Silikaten befinden. Es kann natürlich sein, daß das Xe129 aus den w asserlöslichen Verbindungen bereits entwichen ist. Wenn nun die Zeit des letzten Entgasens für alle Meteorite dieselbe gewesen wäre, könnte man ver-stehen, daß die Enstatitchondrite einen größeren Xe129-Überschuß besitzen als die gewöhnlichen Chon-drite. Die kohligen Chondrite sollten dann allerdings auch einen größeren Xe129-Überschuß aufweisen. Ebenfalls merkwürdig ist zunächst, daß auch die beiden Achondrite keinen Xe129-Uberschuß haben. Falls der J-Gehalt nicht extrem niedrig ist, sollte der Xe129-Gehalt ganz beträchtlich sein, da es sich hier um recht frühe Kondensationsprodukte handeln sollte. Es scheint kein Zufall zu sein, daß die kohligen Chondrite, die beiden Achondrite und die Erde alle ein sehr ähnliches Xe129/Xe132-Verhältnis von ca. 1 besitzen. Bei einem sehr kleinen zeitlichen Unter-schied in der Erstarrung dieser Materie würden sehr große Variationen dieses Verhältnisses zu erwarten sein. Man wird für all diese Materie daher annehmen müssen, daß deren Kondensation zu einem Zeitpunkt stattfand, wo kein radiogenes J129 existierte. Diese Vermutung ist mit den Altersbestimmungen verträg-lich. Aus Tab. 1 sieht man, daß die K — A-Alter all dieser Materie <4,5-109 a sind. Obwohl diese Alter im allgemeinen nur Minimalwerte darstellen, muß man zumindest die K — A-Alter der heliumreichen Meteorite als zuverlässig ansehen 9. Diese Meteorite besitzen ebenfalls niedrige Werte. Andererseits besitzen mehrere Chondrite K —A-Alter bis zu 4,8-109 a, und es ist sicher nicht zufäl-lig, daß diese Meteorite alle auch Xe129 im Über-schuß enthalten. Nach der Kondensation dieser Ma-terie wird wohl noch radiogenes J vorhanden gewe-sen sein, das diese Xe129-Erhöhung bewirkte. Der Kondensation folgten eine Beihe komplizierter Pro-zesse, die verständlich machen, daß der Unterschied zwischen radiogenem und Urxenon verwischt wurde. Die Frage, wo das J129 erzeugt wurde und wo es kondensierte, sei noch völlig offengelassen. Für die Herkunft wrurde vorgeschlagen, daß es entweder noch von der allgemeinen Kernsynthese stammt oder aber, daß es in einem Zwischenstadium unseres Planeten-systems durch energiereiche solare Protonen nach-träglich erzeugt wurde 16. Herrn Prof. W. GENTNER möchte ich für sein stetes Interesse an dieser Arbeit herzlich danken. Herrn Dr. O. A. SCHAEFFER und Herrn Dr. S. KALBITZER schulde ich Dank für manche anregenden Diskussionen. Den Herren Prof. W. v. ENGELHARDT, Tübingen, Prof. C. FROXDEL, Cambridge, Mass., Dr. K. GOEBEL, CERN, Prof. F. HEIDE, Jena, Prof. W. J. HENDERSON, Washing-ton, Prof. T. B. KOHMAN, Pittsburgh, Prof. E. L. KRINOV, Moskau, Prof. B. MASON, New York, Prof. ORCELL, Pa-ris, und Dr. 0. A. SCHAEFFER, Brookhaven, danke ich dafür, daß sie mir eine beträchtliche Anzahl Meteoriten-proben zur Verfügung stellten.
J. ZähringerAus dem Max-Planck-Institut für Kernphysik, HeidelbergSearch for this author in:
