Неон. Вопросы геохимии благородных газов

НЕОН. ВОПРОСЫ ГЕОХИМИИ БЛАГОРОДНЫХ ГАЗОВ.

Макаров В.П.

Неон – ещё один из триады (аргон [25], гелий [24] и неон [37, 40]) благородных газов, широко используемых для определения абсолютного возраста геологических образований. Решение геохронологических задач позволи­ло осветить многие аспекты рудо- и петрогенеза. Практика этих исследований выделяет два крупных раздела: ана­лиз, во-первых, радиогенных изотопов и изобаров в природных образованиях; во-вторых, радиационных изотопов (РЦИ), включаю­щих большую группу изотопов благородных газов (БГ) — продуктов ядерных реакций при взаимодействии вещества с нуклонами. Изу­чение РЦИ способствовало определению ра­диационного возраста tрц, т.е. времени, прошедшего с момента последнего раскалывания материнского тела, в котором он был экрани­рован от действия космического излучения ([9]; А.П. Виноградов и др., 1964). Исследова­ния А.К. Лаврухиной ([4] и др.), объяснив многие особенности поведения РЦИ, позволили успешно решать эту задачу. При постановке подобных задач опериру­ют отношениями содержаний изотопов. Но изучение свинцов [6, 7] показало, что дополнительную информацию дает анализ распро­странения относительных содержаний iС (i = 204 и т.д. ΣiС = 100%) изотопов с помощью особой методики [5, 6], а также динамики изменения содержаний изотопов относительно друг друга. Эти методики использованы для изучения изотопных сис­тем (ИС) аргона [23] и гелия [24], а в данной работе - и для изучения неона.  Все анализы заимствованы из открытых литературных источников. Далее на всех рисунках и в таблицах объёмные концентрации изотопов выражаются в абсолютных единицах 10-8 см3/г (породы).

При рассмотрении резуль­татов анализа распростране­ния изотопов   Ne был за­тронут вопрос об их фракци­онировании. Это явление и влияние на него высоких Т для элементов и их стабиль­ных изотопов известно давно и используется в геотермо­метрии (Л.А. Перчук, 1966- 1987; J. Bigeleisen, 1976; Y. Bottinga, 1968—1973). Ра­нее [7] при изучении фракцио­нирования радиогенных изо­топов и изобаров установлена зависимость изотопных отно­шений от плотности минера­лов. Для Ne таких данных немного (табл. 1), но и здесь проявляется эта тенденция.

Таблица 1.Распределение изотопов неона по минеральным фракциям.

Метеорит,
регион
Па-ра
Минерал
d , г/см3
21С /20С
22 С/20C
Источник
Indarch
А
Энстатит
3,20
1,018
1,109
[13]
Магнетит
5,00
1,222
1,407
Khor Temiki
А
Калишпат
2,57
0,0429
0,1643
[14]
Пироксен
3,20
0,0680
0,1760
Kapoeta
А
Плагиоклаз
2,64
0,0333
 
[16]
Пироксен
3,20
0,0650
 
Оливин
3,30
0,6539
 
Волынь
А
Кварц
2,65
0,0031
0,1015
[21]
Берилл
2,70
0,0033
0,1015
Ильмены
А
Гатчетолит
4,36
0,0058
0,2254
[12]
Бетафит
4,59
0,0094
0,2169
Северная
Карелия
А
Бритолит
4,69
0,0170
0,371
[11]
Монацит
5,20
0,0672
0,151
Б
Ловчоррит
3,40
0,0047
0,199
Лопарит
4,82
0,0033
0,100
Orgueil
А
Силикат
3,20
0,1404
2,8374
П.Джеффери и др., 1970
Магнетит
5,00
0,0891
0,4892
Б
Силикат
3,20
0,1391
2,6440
Магнетит
5,00
0,0929
0,3951
Allende
А
Пироксен
3,20
1,200
1,114
[17]
Оливин
3,30
1,031
1,112
Мончегорск
А
Карбонат
2,6-3,9
0,0042
0,1015
[21]
Пирит
5,1
0,0034
0,1020
Б
Керсутит
3,1-3,3
0,0068
0,1000
[22]
 
 
 
 
Оливин
3,3-3,5
0,0030
0,1042

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Поскольку атомные массы изотопов Ne расположены между таковыми О2 и S, воз­можно предположение о термальном фракционировании изотопов Ne. Основой подо­бного анализа могут быть диаграммы изме­нения изотопных отношений при постоян­ной Т. Ранее подобные построения произво­дились при изучении распределений Со и Ni в сульфидах (Н.И. Безмен и др., 1975, 1978 и др.), изотопных геотермометров [1], рас­пределений Pb в настуранах, гранитах, ба­зальтах и пр. (И.Е. Старик, 1961; Э.М. Соботович, 1958).

Для анализа использованы результаты термических анализов метеоритов Allende [18], Fayetteville (фракции D1, D2) [27], Kapoeta (D1) [28], Ivuna [18], Renazzo (D2) [29], Orgueil [17], Cold Bokkeveld [17], Nogoya (D1, D2) [17] и др. Наиболее полно изучен метеорит Allende, выделены фазы «матрица» и «агрегат» с фракциями: в матрице (29 проб) – C5 (7 проб), B6HS (11), B29 (11); агрегат (32 пробы) – B6HS (7), B32 (11), C5 (14). Этих данных оказалось недостаточно и не удалось построить изотермические распределения изотопов для каждой фракции. Поэтому последующие выводы носят оценочный характер.

А. Изотопы неона в метеорите Allende.
(по материалам [30])

Система 20Ne21Ne22Ne. Здесь для пар 20V- 21V и 20V- 22V  (V - объёмы полученных газов в абсолютных единицах) выделяются три вида распределений:

Рис.1. Типы распределений изотопов неона в метеорите Allende. 

​A- общий вид. В- Попытка выделения двух множеств распределений.

 

Рис.2. Распределение изотопов неона в метеорите Allende.          

- облачное распределение (рис.1А);

- слабое организованное распределение (рис.2-А);

-иногда выявляется наличие нескольких (минимум 2) распределений (рис.1-В) – смешанный тип.

Во всех случаях для пары 21V22V характерны строго линейные распределения (рис.2-В), уравнения которых 

Таблица 2. Вид связи между изотопами неона.

Часть метео-рита
Фрак-ция
Уравнение
22V = g21V+ G
R²
G
g
Матрица
C5
1,096
0,0429
0,993
Агрегат
C5
1,023
0,0618
0,954
Матрица
B29
1,263
0,0096
0,781
Агрегат
B32
1,249
0,0131
0,991
Матрица
B6HS
1,246
-0,0029
0,980
Агрегат
B6HS
1,252
0,0059
0,998

приведены в табл.2. Строгая линейность подчёркивается высоким значением параметра R2. По этим данным построена компенсационная диаграмма [31], приведённая на рис.2. Она описывается уравнением G = -0,2483g + 0,3155. Этот результат позволяет предположить, что изученные изотопы являются результатом некоторого смешения с общим источником состава 21Vo = 0,2483 и 22Vo = 0,3155.

Система iVf(T).  В основном два вида распределений:

-облачное во фракции С5 (матрица, агрегат) (рис.3-А); иногда неяснопроявлены слабая организация материала 

Рис.3. Зависимость распределения изотопов Ne от температуры во фракции С5.

(рис.3-В) либо по две разновидности;
- редкое линейное распределение (агрегат, фракция B6HS) вида iV  =  B(1000/TK) + C; параметры уравнений приведены в табл.3.

Таблица 3. Линейная зависимость концентраций изотопов Ne от Т

Часть ме-теорита
Фракция
Изо-топ
iV = B(1000/TK) +С
R²
B
C
Агрегат
B6HS
20V
-0,4263
0,5423
0,8254
Агрегат
B6HS
21V
-0,7154
0,7575
0,9878
Агрегат
B6HS
22V
-0,8969
0,9554
0,9874
- полиномиальное (параболическое) распределение во фракциях B29 (матрица) либо B32 (агрегат) (рис.4) вида

iV  =  A(1000/TK)2 + B(1000/TK) + C

Рис.4. Зависимость распределения изотопов Ne от температуры.

В табл. 4 приведены параметры этих уравнений.

Таблица 4. Параметры параболических зависимостей концентраций изотопов Ne от Т

Часть
метеорита
Фракция
Изотоп неона
Параметры параболы.
R² =
A
B
C
Матрица
C5.
20V
-7,6504
14,219
-5,2857
0,5243
Матрица
B29.
20V
-6,267
11,414
-4,2961
0,5269
Агрегат
B32.
20V
-3,8304
6,6423
-2,5268
0,8049
Матрица
B6HS
20V
-5,4572
9,8904
-3,6291
0,6093
Матрица
C5.
21V
-0,039
-0,5401
0,7127
0,8904
Матрица
B29.
21V
-0,6131
0,9375
-0,1476
0,6454
Агрегат
B32.
21V
-3,0753
4,9048
-1,7608
0,5219
Матрица
B6HS
21V
-1,4437
2,5666
-0,8499
0,6075
Матрица
B29.
22V
-1,3684
2,3323
-0,6899
0,8682
Матрица
C5.
22V
-0,1934
-0,1301
0,6138
0,6773
Агрегат
B32.
22V
-3,8395
6,1881
-2,234
0,5409
Матрица
B6HS
22V
-1,9384
3,4874
-1,1979
0,6147
Агрегат
B6HS
20V
 
-0,4263
0,5423
0,8254
Агрегат
B6HS
21V
 
-0,7154
0,7575
0,9878
Агрегат
B6HS
22V
 
-0,8969
0,9554
0,9874

На рис.5 приведены диаграммы надкомпенсаций. На этих диаграммах 

Рис.5. Надкомпенсационные диаграммы по параметрам
параболических уравнений (табл.4).

Выявляются две особенности:

- на рис.5-А числа у точек отражают вид изотопа: 20 – 20Ne и т.д. Таким образом положение точек на диаграмме не зависит от вида изотопа;

- на рис.5-В в левом верхнем углу расположились точки линейных уравнений связи. Как видим, они располагаются вдоль общей прямой линии.               

Система (21V/20V) – (22V/20V). Результаты построений приведены на рис.6, 7 и 8. На рис.6 показан характер распределения этих отношений во фракции C5 метеорита, а в табл. 5-сводные данные по всем фракциям. Наблюдается высокая линейная зависимость между отношениями изотопов, выражаемая уравнениями вида (22V/20V) = A(21V/20V) + B.

На рис.7 и 8 показаны особенности распределений отношений содержаний изотопов неонов в целом в метеорите по фазам. На рис.7А для некоторых точек приведены значения температуры прогрева.  Эти данные показывают отсутствие изотермичности в распределении точек.  В то же время достаточно чётко выделяются два направления 

Таблица 5. Сводные данные по распределению
отношений изотопов неона в отдельных фракциях.
Фаза метеорита
Фракция
Параметры уравнений
R²
A
B
Матрица
B29
0,9349
0,1207
0,9941
Матрица
C5
0,9175
0,1256
0,9994
Матрица
B6HS
0,9195
0,13
0,9848
Агрегат
C5
0,937
0,1505
0,9932
Агрегат
B6HS
1,2127
0,1189
0,929
Агрегат
B32
1,1593
0,1082
0,9986

Рис.7. Вид связи между отношениями 21V/20V – 22V/20V в матрице метеорита.

изменений температур. Первое направление арактеризуется относительно низкими температурами 500… 600оС, рост которых происходит снизу- вверх. На рис.7А этот ряд отражается значениями температур, показанными выше линии. Высокотемпературный ряд отмечается значениями температур 800…1500оС (показаны ниже прямой линии). Таким образом выделяются две температурные выборки, наложенные одна на другую. На рис.7B отмечены виды петрографических фракций. Как видно, никакой чёткой зависимости в их распределении не наблюдается.

Рис.8 иллюстрирует распределение величин отношений изотопов в агрегатах метеорита.  Характерная особенность графика- его расщепление на три составляющие компоненты, чего не наблюдается в матрице.  Рис.8С отражает распределение температур отжига. Здесь чёткой зависимости в их положении на графике не наблюдается за 

Рис.8. Вид связи между отношениями 21V/20V – 22V/20V в агрегате метеорита. 

исключением того факта, что область относительно низких температур находится в выше основного графика, состоящего из чёрных точек. Область высоких температур- ниже графика. На рис.8D показано положение фракций метеорита. Здесь уже наблюдается определённая закономерность: в верхней части диаграммы и на самой диаграмме лежат преимущественно пробы B32 и B6HS, а в нижней части, на аппендиксе, отражаемом крестиками, – пробы C5.

Определённый интерес вызывает связь отношений изотопов с температурой. Их примеры показаны на рис.9.

Рис.9. Связь отношений изотопов неона друг с другом.

Однако более важным является связь логарифмов отношений содержаний изотопов от температуры, поскольку позволяет провести термодинамическую интерпретацию. Примеры этой связи приведены на рис.10. Всего выделяются два типа распределений:

- полиномиальное (параболическое) имеет вид (рис.10) ln(21(22)V/20V)  =  A(1000/TK)2 + B(1000/TK) + C;

линейное распределение имеет вид (рис.11) ln(21(22)V/20V) =  B(1000/TK) + C;

Рис.10. Полиномиальная связь логарифмов отношений содержаний изотопов неона от температуры. 

Рис.11. Линейная связь логарифмов отношений содержаний изотопов неона с температурой. 

Таблица 6. Сводные данные по анализу распределений изотопов неона.

Фаза
метеорита
Фрак-ции
Отношения содержаний изотопов
Параметры уравнений
R²
A
B
C
Матрица
B29.
ln(21V/20V)
16,578
-29,197
11,258
0,7286
Матрица
C5
ln(21V/20V)
3,3803
-7,9187
3,1258
0,8971
Матрица
B6HS
ln(21V/20V)
 
-4,2554
2,153
0,8258
Агрегат
C5
ln(21V/20V)
9,2125
-16,762
6,2122
0,7726
Агрегат
B6HS
ln(21V/20V)
 
-2,7676
1,7116
0,888
Агрегат
B32
ln(21V/20V)
 
-3,5995
2,2503
0,9279
 
 
 
 
 
 
 
Матрица
B29
ln(22V/20V)
15,181
-26,369
10,113
0,9116
Матрица
C5
ln(22V/20V)
2,9871
-6,7152
2,6521
0,8658
Агрегат
C5
ln(22V/20V)
7,4797
-13,138
4,8077
0,8306
Матрица
B6HS
ln(22V/20V)
 
-3,2296
1,633
0,8069
Агрегат
B32
ln(22V/20V)
 
-3,1367
2,2259
0,8764
Агрегат
B6HS
ln(22V/20V)
 
-2,6192
2,0261
0,8069

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Данные  табл.6 были в стандартную каноническую форму соответственно

ln(21(22)V/20V)  =  A•106(1/TK -1/ToK )2 + C* =H/R)2(1/TK -1/ToK )2 + C*; и

ln(21(22)V/20V)  = B•103(1/TK -1/ToK ) = H/R)(1/TK -1/ToK ),

здесь R  ≈ 1,986 кал/М•Т– универсальная газовая постоянная, ΔHэнтальпия растворения газа в твёрдой фазе метеорита при температуре То. Эти данные приведены в табл.7.

Таблица 7. Результаты выделения канонической формы температурной
зависимости в метеорита Allende по материалам [30].
Фаза
Фракция
Изотопы
A
B
ToК
C*
ΔH Ккал/MT
Матрица
B29.
ln(21V/20V)
16,578
 
278,9
11,258
5,738
Матрица
C5
ln(21V/20V)
3,3803
 
464,4
3,1258
2,591
Агрегат
С5.
ln(21V/20V)
 9,2125
 
326,3
6,2122
18,296
Матрица
B6HS
ln(21V/20V)
 
-4,2554
464,5
 
8,451
Агрегат
B6HS
ln(21V/20V)
 
-2,7676
584,2
 
5,496
Агрегат
B32
ln(21V/20V)
 
-3,5995
444,4
 
7,149
 
 
 
 
 
 
 
 
Матрица
B29.
ln(22V/20V)
15,181
 
295,5
10,113
5,491
Матрица
C5
ln(22V/20V)
2,9871
 
514,8
2,6521
2,436
Матрица
B6HS
ln(22V/20V)
 
-3,2296
612,4
 
6,414
Агрегат
B6HS
ln(22V/20V)
 
-2,6192
493,6
 
5,202
Агрегат
B32
ln(22V/20V)
 
-3,1367
449,3
 
6,229
Агрегат
С5.
ln(22V/20V)
 
7,4797
416,3
 
14,855

По данным табл.7 построены диаграммы на рис.12. На этом рисунке

Рис.12. Зависимость энтальпии от температуры растворения.

распределение пробы относится к облачному типу. Однако при учёте фракционного состава выделяются три группы проб: пробы из матрицы - чёрные кружочки; пробы из агрегатов полые кружочки и треугольники. Тогда намечается некоторая различие в распределении проб из матрицы и агрегата, которое грубо описывается уравнениями: ΔH = -0,015To + 9,8731 для матрицы и ΔH = -0,0456To + 33,377 – для агрегата.  

Б. Распределение изотопов неона в целом в метеоритах.
(по материалам [7])

Система 20Ne - 21Ne22Ne. Проведено изучение совместного поведения относительных содержаний этой пары. Установлено, что существует линейная связь вида

21C = A(20C) + B;

22C = C(20C) + D.

Таблица 8. Сводные результаты оценки связи между парами изотопов 20Ne, 21Ne и 22Ne.

Метеорит
Фракция
20С21С.
20С22С.
Источ-ник
А
В
R²
C
D
R²
Fayetteville
 
-0,2779
25,893
0,9725
-0,7219
74,083
0,9955
[27]
Fayetteville
D2.
-0,4231
39,309
0,989
-0,7006
72,054
0,9922
[28]
Allende
C5, матр
-0,586
52,098
0,9992
-0,4139
47,903
0,9984
[30]
Allende
B29, матр
-0,5735
51,411
0,9959
 
 
 
[30]
Allende
B6HS, матр
-0,5744
51,392
0,9932
-0,4244
48,377
0,9976
[30]
Allende
B6HS, агр
-0,4955
45,573
0,9965
-0,5045
54,41
0,9964
[30]
Allende
С5, агр
-0,5888
51,493
0,9811
-0,455
51,256
0,9699
[30]
Allende
B32, агр
-0,5684
49,03
0,9879
-0,5298
55,963
0,964
[30]
Kapoeta
D1.
-0,7076
72,708
0,9678
-0,3
27,998
0,9072
[28]
Kapoeta
D2.
-0,18
16,889
0,9383
-0,8714
87,862
0,999
[28]
Kapoeta
D4.
-0,0367
3,6464
0,9227
-0,9604
96,077
0,9997
[28]
Ivuna
 
-0,6343
57,064
0,9754
-1,0236
101,38
0,9945
[33]
Carbonoc
 
-0,1058
10,306
0,8763
-0,9835
97,415
0,9922
[18]
Renazzo
 
-0,5191
47,311
0,9828
-0,4795
52,618
0,9796
[29]
Orguei
 
-0,5259
48,379
0,9906
-0,4744
51,647
0,9896
[18]
Cold Bokkeveld
 
-0,5622
50,712
0,9313
0,9932
-0,7942
80,976
[18]
Nogoya,
D2.
-0,0494
4,8107
0,8051
0,9722
-1,0027
100
[18]

Результаты представлены в табл.8. В этих уравнениях для замкнутых систем B + D = 100% и A + С = -1. На примере изотопов свинца это утверждение доказано в [34]. По материалам табл.8 на рис.13 представлены компенсационные диаграммы.

Рис.13. Компенсационные уравнения по параметрам связи
между парами изотопов неона по материалам табл.8

Как видно, все пробы образуют семейства, что согласно [31] позволяет интерпретировать их с позиции теории смешения. Тогда исходные содержания изотопов характеризуются значениями: 22Co ≈ 92%; 21Co = 0,0182; 22Co = 6,9744%.

Температурные исследования.

Система 20Ne - 21Ne22Ne. Изотермическое распределение. Примеры приведены в табл.10, а на рис.14 диаграмма их распределения.

Таблица 10. Пример изотермического распределения
абсолютных содержаний изотопов неона.
Метеорит
Фракция
ToC
ToK
1000/TK
n10(-8) см3/г
20V
21V
22V
Kapoeta
D1.
300
573
1,745
1282,3
101,8
3,9
Fayetteville
D1.
300
573
1,745
156,4
0,525
12,90
Nogoya
D1.
300
573
1,745
20,44
0,056
1,65
Fayetteville
D2.
300
573
1,745
50,16
0,224
4,18
Renazzo
D2.
300
573
1,745
0,290
0,044
0,071
Nogoya
D2.
300
573
1,745
13,61
0,038
1,122
Ivuna
 
300
573
1,745
5,623
0,359
0,897
Carbonoc
 
300
573
1,745
14,34
0,873
2,120
Orgueil
 
300
573
1,745
2,355
0,036
0,25
Cold Bokkeveld
 
300
573
1,745
0,608
0,044
0,118
 
Рис.14. Изотермическое распределение
абсолютных содержаний изотопов неона.

В подавляющем большинстве случаев (облачное распределение в пробах, полученных при T = 500, 600, 1000, 1200 и 1400oC) выполняется линейное уравнение вида iV = A20V + B, i= 21 и 22. Сводные данные по изотермическим распределениям приведены в табл.11.

Таблица 11. Сводные данные по анализу изотермического
распределения абсолютных содержаний изотопов неона.
ToC
A
B
R²
A
B
R²
 
21V – 20V
22V – 20V
200
0,0026
0,0289
0,8885
0,0797
0,1433
0,9968
300
0,0032
0,0261
0,9794
0,0811
0,2123
0,9942
400
0,0032
0,0244
0,9567
0,0814
0,0639
0,9998
500
Облачное распределение
600
Облачное распределение
700
0,0718
0,0924
0,3392
0,0937
0,1284
0,983
800
0,099
0,0563
0,9855
0,083
0,1726
0,9316
900
0,0096
-0,0001
0,5472
0,1999
0,0557
0,7566
1000
Облачное распределение
0,3369
0,0838
0,8396
1100
0,5434
-0,1408
0,9293
0,5837
-0,0876
0,935
1200
Облачное распределение
1300
0,4112
0,0416
0,9772
0,4645
0,0608
0,9845
1400
Нет данных
1500
0,8108
0,0214
 0,986
0,4645
0,0608
0,9429

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Для этих данных компенсационные диаграммы показывают облачное распределение, что говорит об отсутствии явлений смешения.

Таблица 12. Пример изотермического распределения
относительных содержаний изотопов неона.
Метеорит
Фрак-ция
ToC
1000/TK
20C
21C
22C
Kapoeta, Hov
D1.
300
1,745
92,39
7,332
0,281
Fayetteville, H
D1.
300
1,745
92,09
0,309
7,598
Nogoya,CM2
D1.
300
1,745
92,3
0,254
7,45
 
 
 
 
 
 
 
Fayetteville, H
D2.
300
1,745
91,93
0,41
7,661
Renazzo,CM2, 3
D2.
300
1,745
71,60
10,86
17,53
Nogoya, CM2
D2.
300
1,745
92,15
0,258
7,597
Ivuna, C1
 
300
1,745
81,74
5,217
13,04
Carbonoc
 
300
1,745
82,73
5,039
12,23
Orgueil, C1
 
300
1,745
89,13
1,381
9,462
Cold Bokkeveld, CM2
 
300
1,745
78,99
5,675
15,34
 

Рис.15. Изотермическое распределение относительных содержаний изотопов неона.

Такой же анализ проведён и для систем, в которых использованы относительные содержания газов C, в которых    ΣiV = ΣiC = 100%. Пример приведёт в табл.12 и на рис.15. В подавляющем большинстве случаев распределения относительных содержаний изотопов неона описываются линейными уравнениями вида

21C = A(20C) + B;

22C = C(20C) + D.

Таблица 13. Сводные данные по изотермическому
распределению относительных содержаний изотопов неона.
ToC
A
B
R²
C
D
R²
 
20C – 21C
20C – 22C
200
-0,4354
40,233
0,961
-0,7481
75,289
0,6353
300
-0,4483
41,604
0,9846
-0,5518
58,406
0,9899
400
-0,3232
30,128
0,8695
-0,8099
82,214
0,9436
500
-0,4409
41,161
0,9892
-0,5544
58,64
0,9928
600
-0,5075
46,538
0,9872
-0,4916
53,422
0,9866
700
-0,5236
47,556
0,9948
-0,4764
52,443
0,9938
800
-0,5278
48,132
0,9818
-0,4626
51,506
0,9949
900
-0,5783
50,838
0,9874
-0,4218
49,166
0,9766
1000
-0,5918
51,021
0,9583
-0,4084
49,025
0,9167
1100
-0,5621
49,524
0,9766
-0,4379
50,474
0,9621
1200
-0,5309
48,821
0,995
-0,469
51,178
0,9936
1300
-0,503
47,243
0,984
-0,497
52,756
0,9836
1400
Нет данных
1500
-0,4275
46,534
0,9624
-1,2038
76,175
0,9196
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

 

Рис.16. Компенсационные диаграммы по материалам табл.11.

Согласно полученным данным все уравнения табл.13 описываются компенсационными уравнениями [31]

B = -78,983A + 5,9208;

C = -84,201D + 12,635.

Это говорит о том, что множества относительных содержаний изотопов неона образуют единое семейство и её можно рассматривать с позиции теории смешения [31].  Тогда исходные содержания изотопов имеют значения:

система 20C21C - 20Co = 78,983% и 21Co = 5,9208%;

система 20C22C - 20Co =  84,201% и 22V = 12,636%.

Полагая 20Co ≈ 81,593% = (78,983  + 84,201)/2, имеем ΣiC ≈ 81,593 + 5,9208 + 12,636 = 100,1488% ≈ 100%.

Попытки интерпретации подобных линейных уравнений приведены в работах [24, 25, 35]:

а. Интерпретация этого типа была проведена при анализе распределений изотопов между двумя соединениями М (исследуемый минерал) и D (равновесное с ним соединение) [35]. Это распределение в равновесных условиях описывается уравнением lnα(MD) =  f(T), где М – концентрация изотопа iХ элемента X в минерале, представленное в виде δXM,  D–то же для соединения D в виде  δXD; α – показатель фракционирования изотопа iХ элемента X между М и D, например изотопы углерода и кислорода в кальците или кислорода и водорода в слюдах. Для подавляющего большинства элементов lnα(MD) = δXM – δXD. При наличии двух изотопов iX и  jY в соединении D будем иметь соответственно lnα1(MD) = δiXM – δiXD и lnα2(MD) = δjYM – δjYD.  В изотермических условиях распределение изотопов будет описываться линейным уравнением δjYM  = АδiXM + B. В этом уравнении A = f(T) = (lnα2(MD)/(lnα1(MD)).

b. интерпретация с позиций представления их через параметрические уравнения типа iС = fj(Z). Тогда выделяются два механизма формирования линейной зависимости: Тогда выделяются два механизма формирования линейной зависимости:

- Z = T возгона [24]. В этом случае iС = fj(T) должна иметь линейную форму, чего на практике не наблюдается.

- Функция iС = fj(T) возможно параболическая (не линейная), но комбинация двух таких температурных уравнений [25] может иметь линейную форму. В данном случае этого не наблюдается. Тогда пара уравнений 21(22)C = A(20C) + B не представляет интереса.

Примеры изотермических распределений для Ne приведены на рис. 1. Последние по­вторяют описанное для других элементов по­ведение изотопов Ne на изотерме. Как и в случае с Pb, термический отжиг также показывает возможность существова­ния нескольких форм нахождения (ФН) нео­на в метеоритах. Разные ФН газа определя­ются и при анализе изменения с Т относи­тельных содержаний изотопов с выделением нескольких типов кривых (на примере рас­пределения 21С)

1. Кривая с высокотемпературным макси­мумом (самарскит; Ю.А. Шуколюков, 1973). Подобные распределения характерны для метеоритов Fayetteville, Kapoeta, Holman Island, темных фракций метеорита Nogoya. Для них максимум - при Т > 1400°С (см. рис. 17).

2.Кривая с низкотемпературным макси­мумом выделения газа (Т = 200...300°С) —Alais, Ivuna, Orgueil.

3.Кривая с двумя максимумами. В боль­шинстве случаев преобладает высокотемпе­ратурный максимум: Renazzo (1350°С), Cold Bokkeveld (>1400°С), светлые фракции Nogoya (1200°С). Реже домини­руют низкотемпературные фракции: Leoville (<600°С). В метеорите Allende (см. рис. 2) во всех составных частях (матрица, серый агрегат) первый максимум соответст­вует Т  =   400...600°С с содержанием 21С около 30%; высоко температурный максимум близкой интенсивности отмечен при Т >1400°С.

Рис. 17 Результаты термиче­ского отжига метеоритов:
метеориты: 1 — Fayetteville; Allende: 2 — матрица,
3 — агрегатax минералов (самарскит, берилл, настуран,
браннерит, тухолит). Координаты: 20С = 90; 21С=1 и 22С = 9%.
Кроме того, наличие разных форм нахождения газа наблюдаются и при анализе диаграмм поведения изотопов друг относительно друга, рис. 1A,B.

В целом, для всех метеоритов характерны одни и те же температурные интервалы максимальных значений 21С, говоря о тож­дественности ФН Ne: по аналогии с подо­бными результатами по аргону (Э.Г. Герлинг; Х.И. Амирханов, 1955…1960 и др.), видимо, высокотемпературный максимум обусловлен внутрикристаллическими связя­ми газа в минералах, возможно, за счёт образования гипотетических минералов - аргоновых полевого шпата (?) ArAlSi3O8 или слюды (?) ArAl3Si3O10(OH)3 [7, 32], свидетельствуя о первичной форме его нахождения. Низко­температурная фракция может быть связана с явлениями сорбции газа в процессе эволю­ции метеорита. Это позволяет предполо­жить наличие не менее двух этапов формирования 21Ne.

Показательно также изменение индиви­дуального состава газа. Валовое содержание Ne колеблется в широких пределах, однако модальные значения в разных типах метеоритов приходятся примерно на один и тот же интервал (табл. 14).

Таблица 14. Частота встречаемости валовых
содержаний неона по типам метеоритов
Содержание
неона, 10-8 см3/г   
J
 
С
 
H
 
L
 
E
X
 
АХ
 
<1
13
1—2
26
2
6
2
1
2—5
29
4
19
12
1
7
2
5-10
30
22
41
42
6
8
7
10—20
40
32
29
61
9
2
10
20-50
27
39
41
76
4
7
11
50—100
5
26
12
5
1
8
100-200
4
12
6
4
9
200—500
1
20
7
2
8
500—1000
1
2
6
1000—2000
2
1
1
7
>2000
6
1
23
Примечание. Типы метеоритов: J - J + Mes + Pal; L - L + LL; J - железные мете-ориты; Mes - мезосидериты; Pal — пал-ласиты. Хондриты: углистые С, обык­новенные типа HиL, энстатитовые Е, нерасклассифицированные X; АХ — ахондриты.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
I. Основная масса точек ложится на резко ограниченную в области 21С = 32...35% пря­мую с максимумами M1 и М2. M1 (примерно 38% точек) сложен преимущественно про­бами метеоритов J, меньше хондриты L, С и Е (координаты: 20С = 31,50; 21С = 33 и 22С = 35,50%); для М2 (23,50%) - проба­ми Сменьше H-хондритов и АХ; сюда же вкраплены

Рис. 18. Сводное распределение содержаний изотопов Ne:

1 — точки содержаний БГ в пробах (М\ и М2области максимального скопления проб); 2 — эталонные значения (СВ — солнечный ветер; ПЛ — планетарный газ; Sp — спалогенный неон на мишени из Mg; прочие мишени: Си — медь [11]- Р — фосфор [4]; Fe — железо); 3 —линии, усредняющие содержания изотопов, и их номера; 4 — область скопления точек метеорита Orgueil (П.М.Джеффери и др., 1970).

Таблица 15. Частота встречаемости относительных
содержаний Ne по классам метеоритов
Содержание
Ne,%
J
С
Н
L
Е
X
 
АХ
<1
__
97
63
3
__
2
73
1-2
30
10
2
__
4
2-3
22
4
1
1
3-4
12
2
2
1
4
4—5
16
1
5
2
5-10  
2
42
9
5
1
9
10—15
1
18
2
2
2
3
15—20
7
31
5
4
4
1
20—25
8
27
10
13
3
3
2
25—30
24
28
21
48
3
3
13
30—31
18
12
12
17
1
3
9
31—32
25
4
19
37
1
4
9
32-33
40
14
17
46
4
3
9
33—34
61
9
20
45
4
10
7
34-35
7
1
3
7
3
35—40
3
1
5
8
Примечание. С целью сокращения таб-лицы, но сохранения ее внутренних свойств содержания от 5 до 30% сжаты в интервалы по 5 значений с вынесением суммарного количества проб на новый интервал.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

пробы из радиоактивных и другиx минералов (самарскит, берилл, настуран, браннерит, тухолит). Координаты: 20С = 90; 21С=1 и 22С = 9%.

II. Для неонов второй группы (линия II) характерны преобладание 20Ne и иная дина­мика изменения составов газа. Как правило, они представлены неоном свободных газов и газов, выделенных в основном из горных пород и минералов (ловчоррит, бетафит, гатчетолит, торит, самарскит). Определяющая линия проходит через значение солнечного ветра (СВ) вблизи точки захва­ченного планетарного неона (ПЛ).

III. Эту группу слагают преимущественно АХ с содержанием 21С > 33%, которые рас­положены вдоль слабо выраженной линии III, проходящей через М1   и ограничивающей рас­пространение прямой I (рис. 18).

IV. Особо выделяются пробы метеорита Orgueil (П.Джеффери и др., 1970). Эти данные отличаются от предыдущих резуль­татов, позволяя предположить наличие сис­тематической ошибки в определении соста­ва газа, поскольку данные других исследо­вателей (Е. Mazor и др., 1970; D. C. Black, 1972 и др.) ложатся в общую структуру. Далее эти результаты не обсуждаются.

Анализом индивидуальных особенностей распределения неона во многих метеоритах (Allende, Nogoya и др.) выделя­ются генерации БГ (табл. 14), описываемые различными индивидуальными составами примесной и радиационной компонент.

Теоретической основой анализа служит аксиома, что измеренный Ne является смесью радиационного (РЦН) состава iСрц и примесного неона iСо, находящегося в системе до начала радиационного воздействия нуклонов или других частиц на вещество. За эталон принято содержание изотопа 20Ne, поскольку на фоне распространения изото­пов 21Ne и 22Ne образование 20Ne за радиа­ционную историю Ne за счет ядерных реак­ций настолько незначительно, что им можно пренебречь (Г.Е. Ануфриев и др., 1976). Тог­да по аналогии со свинцовыми ИС [6] вы­полняются уравнения смешения (ΣВi = ΣAi = 100 %):

                                  

Эти уравнения характеризуют индивиду­альные составы примесного iСо и радиаци­онного iСрц газов. Однако, если эти выборки содержат общий для них Ne, то индивиду­альные составы Ne будут подчиняться ни­жеследующим уравнениям, в которых переменными уже выступают bi, Bi , аi*, Аi*):

где аi*=1/а; Аi*=-аi*iСрц; k=(1/Ne) определяет валовое содержание общего не­она в источнике. В этих уравнениях ΣКi = Σli = 100%. В общем случае К и l отражают относительные содержания примесных неонов в разных источниках. Од­нако в ИС неона (ИСН) в пределах точности построе­ния графиков эти содержания оказались равными.

Исследования показали, что в некоторых метеоритах соотношение (2) не сохраняется: Appolon (I), Kapoeta (АХ, говардит), Nogoya (С2).

Для значительной группы метеоритов вы­полняется исключительно соотношение (2) с возможностью вычисления для них соста­вов только индивидуального РЦН. Во многих случаях действительно соотно­шение (1) (рис. 19), с помощью которого можно вычислять индивидуальные составы примесного и РЦН. Примеры этих ИС от­ражены в табл. 16. В целом, две последние группы установлены в 88% выборок.

В примере, приведенном на рис. 20, около 60% выборок попадает в область с примерным равенством 21С/22С = 1. Основ­ная масса этих выборок представлена С, L и H - хондритами и метеоритами J (соответ­ственно 16, 9, 5 и 10 проб, кроме того 2 пробы АХ и 1 —E-хондрита). Остальные пробы расположены в области преобладания 22С.

Таблица 16. Результаты расчета составов
примесного и радиационного неона в метеоритах
Метеорит
 
 
 
Тип метео­рита
Состав неона
Источник
 
 
 
примесного
Радиационного
20С
21С
22C
21С
22 С
Orgueil
С1
92,20
1,430
20,02
20,02
79,48
[18]
C1
90,93
0,752
8,32
2,809
97,20
[15]
Murray
С2
91,94
0,520
7,96
39,50
63,33
Mighei
C2
88,61
3,317
8,013
14,68
87,65
Л.К.Левский, 1972
Vigarano
С3
89,32
0,140
10,52
61,63
42,50
Дж.Матсуда и др., 1980
 
С3
88,75
0,462
10,54
64,20
37,55
Allende
С3
81,11
5,359
14,18
48,48
49,02
[17]
 
С3
64,25
15,00
20,33
51,42
50,60
С3
18,17
35,89
45,98
44,76
55,72
Kainsaz
С3
51,36
20,92
27,35
51,52
49,40
Л.К.Левский, 1972
Pultusk
H5
91,38
1,186
7,096
48,81
52,42
[15]; [19]
Pantar
H5
90,85
0,625
8,890
50,59
48,37
[20]
 
H5
76,64
5,385
17,35
55,44
46,12
L6
95,25
0,282
4,667
46,27
53,05
Х.Хинтенбергер и др., 1962
Bruder-heim
L6
21,95
37,50
40,52
49,44
52,07
[20]
Khor Temiki
АХ
92,88
1,026
7,388
50,64
49,80
П.Эбергардт и др., 1966
Staroe Pesianoe
АХ
92,40
0,133
7,349
43,02
57,18
[9]

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 19. Зависимость содержаний изотопов от валового количества неона
в метеорите Khor Temiki (П.Эберхардт и др., 1965, 1966)

Рис. 20. Сводное распределение содержаний индивидуальных
радиационных изотопов Ne:
1 — железные метеориты; хондриты: 2 — углистые, 3 — обыкновенные группы H,
4 — то же, группы L; 5 — ахондриты (АХ); 6 — самарскит (результаты термических
отжигов); 7 — область максимального скопления точек (60%); 8 — изоплеты
(линии равных отношений 21С/22С) для мишени из: S — серы [12],
ТМ — металлических частиц [1]; Na — натрия; G — галактического [4] неона.
Остальные обозначения см. рис. 18.
 

Анализ индивидуальных примесных неонов [см. уравнение (4)] обнаружил наличие общего РЦН состава 21Срц = 47,60 и 22Срц = 50,10%, С21С/22С = 0,95 (~1). В координат­ных системах аi*- А*i, а также biВi выделяются выборки, состав которых при­веден на рис. 21 в виде «общего примесного Ne».

Выявление составов общих примесного и радиационного неонов логически замыкает схему рассмотрения фактического материа­ла.

Совокупность выборок, описываемых этой схемой, можно представить как замкнутую, характеризующую определенный класс метеоритов, обладающих общностью радиационной истории.

Согласно обобщенной схеме истории ста­новления примесных неонов (см. рис. 21), современный неон формируется в несколько этапов. Первый, наиболее ранний, этап со­ответствует времени образования газа, ко­торый входит в общий примесный Ne (вы­борка I). Предположительно, состав выборки II этого неона отражает наиболее ранний РЦН.

Рис. 21. Структура изотопного состава современного неона (в 10-8 см3/г пробы)

 В дальнейшем эти формы смешались, создав общий примесный неон второго эта­па. В то же время происходит образование общего РЦН. На следующем этапе все три выборки смешиваются в индивидуальный примесный газ с одновременным накоплени­ем спалогенного неона в виде индивидуаль­ного РЦН. Наконец, смешение всех назван­ных разновидностей БГ формирует состав современного неона, непосредственно изме­ряемого в пробах.

При обсуждении результатов отметим, что в настоящее время не известен природ­ный изотоп, при радиоактивном распаде ко­торого образуются изотопы неона. Послед­ние сформированы в процессе самопроиз­вольных или индуцированных ядерных ре­акций [4, 9]. Согласно работам [8, 9, 10], ИСН отражает условия его существования в доземной истории. Основным источником газа являются Mg, Fe и Si при взаимодейст­вии их с космическими лучами высоких энергий [4, 8, 9]. Такой неон состава 20С = 30,69 ... 31,13; 21С = 33,21 ... 33,11 и 22С = 36,10...35,76% получил название спалоген­ного (Sp) и имеет характеристическое отно­шение 21С/22С = 1. Некоторые исследователи выделяют компоненту G с отношением 21С/22С = 0,19, произведённую преимуще­ственно вторичными частицами, возникаю­щими под воздействием галактических или космических лучей, и связанную с поверх­ностью тела компоненту F (21С/22С→0) (18, 24).

Альтернатива спалогенному — первичный неон, в разных количествах присутствующий во всех метеоритах [8, 9] и состоящий из независимых компонент: планетарного (ПЛ), захваченного, сильно фракционированного и наиболее древнего газа состава 20С = 81,39; 21С- 0,542 и 22С- 18,02% (Ю.А. Шуколюков и др., 1973) и солнечного неона (СВ) (20С = 90,14... 92,95; 21С = 0,200 ... 0,219 и 22С = 6,660 ... 6,834%), близкого первичным газам хондритов и обусловленного либо дейст­вием на метеорит солнечного ветра, либо внед­ренным в него в процессе сорбции газа угли­стыми и другими компонентами метеорита.

Важная проблема генезиса ИСН — время их образования. Ранее [3, 4, 8, 9] была выявлена зависимость состава образованно­го газа от химизма метеорита, интенсивно­сти и спектра космического излучения. Тес­ная связь количества образованных атомов БГ со временем tрц облучения вещества нуклонами проявляется в виде отношения tрц = iNe/iP, где iNe — абсолютное количество образованного газа, iР — скорость его про­изводства. Проведены расчеты iР для ме­теоритов разного состава. Например, для Ne, образованного при ядерных реакциях на Mg и Si, 21Р = 0,52•10-8 см3/г 106 лет [2]. Реально tрц определяется только по 21Ne, причем 21Р колеблется в пределах (0,27 ... 0,56) • 10-8 см3/г106 лет.

Установлено, что для 73% метеоритов tрц <107 лет и на несколько порядков меньше радиогенного возраста (А.П. Виноградов и др., 1964; [9]). Это в совокупности с зави­симостью состава неона от глубины отбора проб в метеорите и Т термического отжига привело к гипотезе, что tрц отражает время последнего разрушения первичного тела — астероида (Л.К. Левский, 1964; А.П. Виног­радов и др., 1964; Э.В. Соботович, 1964; А.К. Лаврухина, 1965, 1972).

Выявленные нами особенности распреде­ления изотопов неона позволили дополнить представления о становлении ИС БГ. Ре­зультаты облучения мишеней на Сu, Р и металлических частицах (см. рис. 21) не могут объяснить состав основной массы Ne в области М1 приближающейся к составу спалогенного газа. Область М2 наиболее близка солнечной компоненте СВ. Неон планетарного типа не вписывается в постро­енную диаграмму, согласуясь с выделением из радиоактивных минералов газов.

Анализ индивидуальных особенностей объектов выявил новые их свойства. Фрак­ционирование изотопов неона рассматрива­лось в работе [10] как следствие дегазации планет. Результаты же термических отжи­гов показали возможность фрак­ционирования их при высоких Т. Явление это практически не изучено, несмотря на то, что вследствие значительного ударного ме­таморфизма, сопровождающегося плавле­нием или перекристаллизацией вещества, температуры этих преобразований могут достигать 1000°С. Тем не менее, видимо, про­цессы разделения изотопов неона в целом не меняют принципиально картину распре­делений их в теле метеоритов. Более суще­ственным является дегазация, или потеря газа из метеоритного тела. Проведенные исследования ИСН индивидуальных метео­ритов конкретизировали эти положения на основе анализа зависимости изменения ИСН от валового содержания газа. Эта за­висимость (см. табл. 14) выявлена только в 13 метеоритах (или 38% объектах с доста­точным фактическим материалом) и сохра­нена, видимо, в связи с отсутствием выноса Ne. В другом основном по распространенно­сти случае (22 метеорита, или 60%) частич­ная потеря газа сопровождается сохранени­ем только связей (2). Наконец, существен­ная потеря БГ ведет к нарушению и зави­симости (2) (3 метеорита).

Гипотеза о раскалывании материнского тела опирается на одноактный механизм разрушения. Системный подход к анализу этой проблемы показывает, что метеориты, входящие в единый класс, скорее всего образованы при многократном разрушении од­ного и того же тела, причем каждый из выделенных этапов (см. рис. 20) отражает определенный акт раскалывания. Следова­тельно, за весь период жизни астероида произошло не менее трех таких актов. Ма­теринское тело содержало при этом около 250•10-8 см3/г неона, а при его первичном радиационном преобразовании произведено примерно 8,33•10-8 см3/г газа, при этом составы примесной и радиационной компо­нент колеблются около значений, соответ­ствующих солнечной и спалогенной фрак­циям и говорящих об однообразной радиа­ционной обстановке за время жизни метео­рита. Не исключено, что в определенные моменты третьего этапа при образовании индивидуального состава неона метеорит подходил близко к Солнцу, в результате чего существенно возрастал поток солнечно­го ветра с образованием компонент G или F (см. рис. 20).

Время формирования этих этапов уста­навливается частично. Исходное материн­ское тело содержит около 4,3•10-8 см3/г примесного и 2,70•10-8 см3/г радиационного 21Ne первого этапа. Полагая в среднем 21P=0,4•10-8см3/г за 106 лет, получаем, что наиболее ранний Ne образован за 10,75 млн лет, а его спалогенная составляющая — 6,75 млн лет. Тогда длительность первого этапа раскалывания составит примерно 17,50 млн лет. Для последующих этапов это время вследствие отсутствия данных об абсолют­ных концентрациях Ne пока рассчитать нельзя.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

  1. А.с. № 1312504 от 09.01.1985. В.П. Макаров. Способ определения температуры образования природных соединений. /Бюлл. изобр. откр. 1987. 19. С. 192.
  2. Благородные газы в оливине из палласита Апполон. /Ю.А. Шуколюков, Ю.В. Клименко, Ю.А. Колясников и др. //Геохимия. 1992.  7. С. 923-934.
  3. Естественный нейтронный фон атмосферы и зем­ной коры. /Г.В. Горшков, В.А. Зябкин, Н.М. Лятковский и др. - М.: Атомиздат, 1966.
  4. Лаврухина А.К. Ядерные реакции в космических телах. - М.: Наука, 1972.
  5. Макаров В.П. Об определении возраста урановых минералов /Геология и геофизика. 1991. 4. С.76—81.
  6. Макаров В.П. О природе обыкновенного свинца в минералах. //Отечественная геология. 1994. 5. С. 67—76.
  7. Макаров В.П. О фракционировании радиогенных изотопов и изобаров в природных условиях. //Оте­чественная геология. 1993. 8. С. 63-71.
  8. Озима М., Подосек Ф.А. Геохимия благородных газов. - Л.: Наука, 1987.
  9. Шуколюков Ю.А., Левский Л.К. Геохимия и космохимия изотопов благородных газов. - М.: Ато­миздат, 1972.
  10. Шуколюков Ю.А. О распространенности благород­ных газов на планетах земной группы //Геохимия. 1991. 7. С. 915-925.
  11. Шуколюков Ю.А., Шариф-Заде В.Б., Ашкинадзе Г.И. Изотопы неона в природных газах. //Геохимия, 1973, 4, С.475 - 482.
  12. Изотопы неона в радиоактивных минералах. /Шариф-Заде В.Б., Шуколюков Ю.А., Герлинг Э.К. и др. //Геохимия, 1972, 7. С.314 – 322.
  13. Schaeffer O.A., Stoenner R.W. Rare gas isotope contents and K – Ar ages of minerals concentrates from the Indarch meteorite. // J. Geophys.Res., 1965, 70, 1. P.208 – 213.
  14. Eberhardt P., Geiss J., Grogler W. Furthe evidenceon the origin of trapped gases in the meteorite Khor Temiki. // J. Geophys.Res., 1965, 70, 17. P. 4375 – 4378.
  15. Mazor E., Heymann D., Anders E. Noble gases in carbonaceous chondrites. //Geochim. Cosmochim. Acta, 1970, 34, 7. P.781 – 824.
  16. Zahringer J. Ueber die uredelgase in den achondriten Kapoeta und Staroe Pesjanoe. // Geochim. Cosmochim. Acta, 1962, 26, 6. P. 665 – 680.
  17. Neon and argon in the Allende meteorite. Smith S.P., Huneke J.C., Rajan R.S et al. // Geochim. Cosmochim. Acta, 1977, 41, 5. P. 627 - 647.
  18. Black D.C. On the origins of trapped helium, neon and argon isotopic variations in meteorites. - II. Carbonaceous meteorites. //Geochim. Cosmochim. Acta, 1972, 3. P. 377 - 394.
  19. Kirsten T., Kranrowsky D., Zähringer J. Edelgas und kalium – bestimmunger an einer gröẞeren zahl von Steinmeteoriten.  //Geochim. Cosmochim. Acta, 1963, 27, 1. P. 13 - 42.
  20. Ragiogene, spaliogene und primordial edelgas in steinmeteoriten. Hintenberger H., König H., Schultz L. et al. //Z. Naturforschung, 1964, 19a, 3. P.327 - 341.
  21. Верховский А.Б., Шуколюков Ю.А., Ашкинадзе Г.Ш. Изотопы неона в минералах с избыточным содержанием гелия и аргона. //Геохимия, 1976, 3, С. 315 - 322.
  22. Верховский А.Б. Изотопный состав неона и отношение 4He/20Ne в мантии Земли. /Сборник: Геохимия радиогенных изотопов на ранних стадиях эволюции Земли. М.: Наука, 1983. 272 с.
  23.  Макаров В.П. Экспериментальное изучение природного фракционирования изотопов аргона. /Труды Всероссийского ежегодного семинара по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии ВЕСЭМПГ -2019. Москва, 2019 г. С. 219-222. URL:

      http://www.geokhi.ru/rasempg/Shared%20Documents/2019/ТРУДЫ%20ВЕСЭМПГ-2019.pdf.

  1. Макаров В.П. Гелий. Вопросы геохимии благородных газов. URL: http://литология.рф/node/1210.
  2. Макаров В.П.   Аргон. Анализ экспериментов по разделению изотопов. URL:  http://литология.рф/node/1201. 
  3. Макаров В.П. О стадийности образования неона в метеоритах. //Отечественная геология, 4, 1995. С.58 – 66.
  4. Manuel O.K. Noble gases in the Fayetteville meteorite. // Geochim. Cosmochim. Acta, 1967, 31, 12. 2413 – 2431. (43/47)
  5. Black D. On the origins helium, neon and argon isotopic variation in meteorites.-1. Gas-rich meteorites, lunar soil and breccia. // Geochim. Cosmochim. Acta, 1972, 36, 3. P. 347-375. (44/07)
  6. Reynolds J.H., Turner G. Rare gases in the chondrite Renazzo. //J. Geophys. Res., 1964, 69, 15. P.3263-3281. (44/25)
  7. Smith S.P., Huneke J.C., Rajion R.S., Wasserburg G.J. Neon and argon in the Allende meteorite. // Geochim. Cosmochim. Acta, 1977, 41, 5. P. 627-647. (44/2)
  8. Макаров В.П. «Явление компенсации»- новый вид связи между геологическими объектами. / Мат-лы  I Междунар. науч.- практ. кон-ции «Становление современной науки – 2006». Днепропетровск , 2006. т.10, стр. 85- 115.
  9. Макаров В.П. О возможности существования аргоновых минералов. Ежегодный семинар по экспериментальной минералогии, петрологии и геохимии. М.: ГЕОХИ, 2003. С.43

     URL: http://www.scgis.ru/russion/cp1251/h_dgggms/1-2002/inform,ul-1/mineral-14.pdf.     

  1. Alais D.C. On the originn of trapped heliumm neon and argon isotopic variations in meteorites.- II. Carbonoceous meteorite. /GCA, 1972, 36, 3, 377-394 (44/12)
  2. Макаров В.П. Теоретическая    геохронология. /МАТЕРIАЛИ   V MIЖНАРОДНОI НАУКОВО- ПРАКТИЧНОI  КОНФЕРЕНЦII «ДИНАМИКА НАУКОВИХ ДОСЛIЖЕНЬ – ‘2006’. Том 6. Днiпропетровськ: Наука I освшта.2006.     URL:http://rusnauka.com/DOI_2006/Geographia/7_makarov%20v.p..doc.htm
35. Макаров В.П. Изотопные геотермометры. /ХI научный семинар «Система планета Земля» (Нетрадиционные 
     вопросы геологии), Москва, МГУ, 2005. С.93 – 215.

     Макаров В.П. Изотопные геотермометры. / Materialy II Mezinarodni Vedecko-practici conference “Perspektivni ovinky       vedy a Technici – 2005”. Praha –  Dnepropetrovsk: Nauka. 2005, Dil 7, P.53-67.