Для этого мы сравнили изотопное отношение иридия от граничной глины третичного и мелового периодов с таковым обычного иридия, используя NAA. Это - новая методика [23], которую мы развивали из-за чрезвычайной трудности определения отношения изотопа иридия масс-спектрометрией. В нашей более ранней аналитической работе мы использовали только 74-дневный иридий 192, полученный из иридия 191 нейтронным захватом. Но в этой новой работе мы также измерили 18-часовый иридий 194, полученный из более тяжелого изотопа иридия, и были необходимы обширные химические разделения до и после нейтронного облучения. На рисунке 13 сопоставлены типичный спектр гамма-луча вида, используемого в измерении
Рис. 12. Спектры гамма-лучей фракций плутония из нерастворимых кислотой осадков облученных образцов граничного слоя глины из Губбио. (а) образец был смешан с 244Pu и 238Pu, содержащими относительно небольшое количество 239Pu, 240Pu и 242Pu. Штриховая линия отображает расчетную энергию и распространенность 245Pu и уравновешенный продукт радиации, приведенный к 327.2-keV гамма-лучей 245Pu (не показано). (b) образец был смешан с 238Pu, содержащим относительно небольшое количество 239Pu, 240Pu и 242Pu. Плутоний 244Pu не обнаружен.
Рис. 13. (а) Спектр Гамма-лучей, облученных нерастворимый кислотой осадок граничного слоя глины Губбио без химической обработки до и после облучения. (b) Спектр Гамма-лучей, облученных нерастворимый кислотой осадок граничного слоя глины Губбио с химической обработкой до и после облучения, используемой при определениях изотопного отношения. Вычисление периодов, периодов распада и продуктов химических реакций различно для двух спектров.
изотопного отношения, со спектром гамма-луча вида, используемого в определении распространения иридия. Это сравнение демонстрирует потребность в химической очистке фракции иридия, а также отсутствие главного препятствия радиаций.
Конечный результат состоит в том, что изотопное отношение граничного иридия отличается только на 0.03 ± 0.65 процентов (средняя величина + 1 стандартное отклонение) от того же стандарта. Из этого, мы заключаем, что отношение иридия 191 к иридию 193 в граничном слое и стандартное не отличаются более чем на 1.5 процента. Поэтому аномальный иридий, вероятно, образовался в Солнечной системе, а не прибыл с суперновой звезды или другого источника вне Солнечной системы [53] - например, при проходе Земли через рукава галактики. (В недавней работе, Napier и Clube полагают, что катастрофические события могли являться результатом последнего [54].)
Гипотеза воздействия астероида
После получения отрицательных результатов в наших проверках гипотезы суперновой звезды, мы задались вопросом, какой внеземной источник в пределах Солнечной системы мог дать наблюдаемый иридий, а также явиться причиной вымираний. Мы рассмотрели и отклонили множество гипотез [23]; наконец, мы обнаружили, что продление гипотезы воздействия метеорита [55, 56] дало сценарий, который объясняет лучше всего или все биологические и физические свидетельства. Вкратце, наша гипотеза предполагает, что астероид поразил Землю, сформировал кратер падения, и часть выброшенного из кратера вещества в виде пыли достигла стратосферы и распространилась вокруг земного шара. Эта пыль эффективно предотвратила достижение солнечным светом поверхности сроком на несколько лет, пока пыль не осела. Отсутствие солнечного света замедлило фотосинтез, и в результате большинство пищевых цепей нарушилось, и последовали вымирания. Аргументы, поддерживающие эту гипотезу, описаны в следующих разделах. Размер упавшего объекта может быть рассчитан исходя из четырех независимых серий наблюдений с хорошим совпадением четырех различных оценок диаметра.
Пересекающие земную орбиту астероиды и земные кратеры
Две различные базы данных показывают, что в течение последнего миллиарда лет Земля бомбардировалась почти постоянным потоком астероидов, которые пересекают орбиту Земли. Одна база данных образуется в результате астрономических наблюдений таких астероидов и классификации их орбитальных параметров и распределения их диаметров [57]. Opik [58] рассчитал, что среднее время столкновения с Землей для данного пересекающего орбиту Земли астероида приблизительно 200 миллионов лет. В первом приближении, число этих объектов приблизительно обратно пропорционально квадрату их диаметра. E. М. Shoemaker (цитируемый в [59, 60]) и Wetherill [60] независимо оценили, что в настоящее время существует приблизительно 700 пересекающих орбиту Земли астероидов с диаметрами больше 1 км (объекты Аполлоны), так что должно быть приблизительно семь астероидов с диаметрами больше 10 км. Это допускает, что степенной закон с показателем 2 переходит из подходящего ряда однокилометровых диаметров в ряд десятикилометровых диаметров. Если принять данные выше значения, среднее время столкновения для пересекающего орбиту Земли астероида с диаметром 10 км или больше должно быть 200 миллионов лет, деленное на 7, или приблизительно 30 миллионов лет. В более сложном вычислении, Shoemaker [61] подсчитал, что среднее время столкновения 100 миллионов лет согласуется с диаметром 10 км, которое является величиной, которую мы примем. Обсуждение данных образования кратера, которое ведет к схожим оценкам, приведено в рецензии статьи Grieve и Robertson [62] о размере и распределении возраста больших кратеров воздействия на Земле. Завершая настоящим наше длительное подтверждение [23] оценок, основанных на данных образования кратера, мы просто сообщим оценку Grieve [63], который написал: "Я не могу найти ничего в ваших данных, что расходится с вашей предпосылкой." Grieve также оценивает, что диаметр кратера, сформированного воздействием 10-километрового астероида, должен быть приблизительно 200 км [63]. Этот раздел нашей статьи, таким образом, был значительно сжат теперь, когда мы получили известие от сведущих студентов, использующих две базы данных.
Кракатау
Самый большой хорошо изученный взрыв в истории Земли был взрыв вулкана Кракатау на острове в Зондском проливе между Явой и Суматрой [64]. Так как этот случай лучше всего обеспечивает данными относительно подъема пыли в стратосферу, мы кратко изложим здесь относящуюся к делу информацию.
26 и 27 августа 1883, Кракатау подвергся вулканическим извержениям, которые выбросили 18 кубических км вещества в атмосферу, приблизительно 4 кубических км которого достигло стратосферы, где пребывало в течение от 2 до 2.5 лет. Пыль от взрыва распространилась по всему земному шару, быстро порождая яркие (brilliant) закаты, замеченные во всем мире. Недавние измерения углерода 14, поднятого в атмосферу испытаниями ядерной бомбы, подтверждают быстрое смешивание (около 1 года) между полушариями [65]. Если взять оцененную массу пыли в стратосфере (величина 4 км3 принята при самом низком уровне плотности 2 г/см3) и распространить ее равномерно по земному шару, это составит 1.610-3 г/см3. Этот слой поглощал не много падающей радиации на "прямоточную" поверхность. Однако, если эта величина была бы увеличена коэффициентом приблизительно 1000 (приближенная оценка нашей теории), наиболее вероятно, что солнечный свет был бы ослаблен в значительной степени.
Так как для окончания цветных закатов после Кракатау необходимо от 2 до 2.5 лет, мы предположили, что вещество после воздействия астероида в стратосфере осядет через несколько лет. Таким образом, 65 миллионов лет назад день мог быть превращен в ночь сроком на несколько лет, после чего атмосфера относительно быстро могла вернуться к ее нормальному прозрачному состоянию.
То, что случилось в течение извержений Кракатау, могло произойти с намного большей степенью в течение воздействия большого астероида. Интересное различие заключается в том, что за воздействием последовала бы экстремальная атмосферная турбулентность. Астероид вошел бы в атмосферу со скоростью приблизительно 25 км/с и "пробил бы отверстие" в атмосфере приблизительно 10 км шириной. Кинетическая энергия астероида приблизительно эквивалентна энергии 108 мегатонн тратила.
Размер объекта воздействия
Если мы правы в нашей гипотезе, что вымирания третичного и мелового периодов вызваны воздействием пересекающего орбиту Земли астероида, существует четыре независимых способа вычислить размер объекта. Эти четыре пути и полученные результаты выделены ниже.
1) Предварительный размер прибывшего астероида был сначала вычислен на основе измерений иридия в Итальянских участках, сведенных в таблицу распространенностей иридия [66] по типу I каменноугольные хондриты (CI), которые рассматриваются как типичное вещество солнечной системы, и оцененной доли извергнутого вещества, оставшегося в стратосфере. Если мы пренебрегаем последней долей на данный момент, масса астероида равна
М = s A/f,
где s - поверхностная плотность иридия (измеренная в Губбио, должна быть 810-9 г/см2), A - поверхностная площадь Земли, и f - фракционная распространенность массы иридия в CI метеоритах (0.510-6). Эта предварительная величина массы астероида 7.41016 г далее делится на величину рассчитанной доли, оставшейся в стратосфере, 0.22, что даст М = 3.41017 г. "Доля Кракатау", 0.22, используется буквально, потому что это единственно релевантное доступное число. Оно могло серьезно отличаться от правильной величины, поскольку эти два взрыва имеют различный характер. При плотности 2.2 г/см3 [67] диаметр астероида был бы 6.6 км.
2) Вторая оценка появилась благодаря данным относительно пересекающих орбиту Земли астероидов и кратеров, которые они сделали на поверхности Земли. В некотором смысле, вторая оценка появилась на основе двух различных баз данных - одна из геологии, а другая из астрономии. Вычисления диаметра астероида могут быть сделаны исходя из обеих баз данных, но они в действительности не будут независимы, так как эти две базы данных, как известно, являются совместимыми друг с другом. Как показано ранее, наиболее правдоподобный расчет среднего времени между столкновениями Земли и астероидов с диаметром 10 км или больше - приблизительно 100 миллионов лет. Чем меньше диаметр, тем более частые столкновения, так наше желание установить не только вымирание третичного и мелового периодов, но также и более ранние, определяет среднее время между вымираниями приблизительно в 100 миллионов лет и диаметром приблизительно в 10 км.
3) Третий метод оценки размера астероида возникает благодаря вероятности того, что 1-см граничный слой в Губбио и Копенгагене состоит из вещества, которое упало из стратосферы, и не связан с глиной, которая смешана с известняком выше и ниже этого слоя. Это весьма удивительное предварение гипотезы, так как наиболее очевидное объяснение происхождения глины заключается в том, что она имела тот же самый источник, что и примеси глины в остальном известняке мелового и третичного периодов, и что она почти свободна от первичного карбоната кальция, потому что производящий кальцит планктон был уничтожен в течение приблизительно 5000 лет. Но как обсуждалось ранее, вещество в граничном слое качественно отличается от глины над и под слоем, принимая во внимание, что последние две глины очень схожи. Для установления диаметра астероида можно использовать поверхностную плотность граничного слоя (приблизительно 2.5 г/см2) вместе с оценкой доли того вещества, которое имеет астероидное происхождение. Тогда расчетный диаметр астероида составляет 7.5 км. Числа, используемые в этом расчете, следующие: доля глины в граничном слое, 0.5; плотность астероида, 2.2 г/см3; масса выброшенного вещества коры Земли на единицу массы астероида, ~ 60 [63]; доля высвобожденного вещества, поднятого в стратосферу, 0.22 (из измерений Кракатау). Если использовать различные числа, диаметр изменяется только корнем кубическим отношения входных величин.
Первый и третий методы независимы, не смотря на то, что они оба зависят от измерений, сделанных на граничном веществе. Самым ценным является то обстоятельство, что если бы распространенность иридия в коре Земли была приблизительно такой же, как и в метеоритах, не было бы аномалии иридия, показанной на рис. 5. Поэтому, первый метод также бы не существовал. Тот факт, что третий метод мог все еще использоваться, является индикатором относительной независимости от этих двух методов.
4) Четвертый метод еще не способен близко установить пределы массы приближающегося астероида, но приводит к согласующимся результатам. Этот метод основывается на том, что небо стало пропускать значительно меньше света, чем это было в годы после взрыва Кракатау. Если предположить, что облако пыли Кракатау уменьшило вертикально падающий солнечный свет примерно до 3 процентов, то взрыв вещества в 33 раза больше должен уменьшить интенсивность света до 1/e. Стратосферная масса из-за взрыва размером, вычисленным в трех более ранних методах, приблизительно в 1000 раз больше Кракатау, должна ослабить солнечный свет до exp(-30) = 10-13. Это, конечно, гораздо большее уменьшение количества света, чем необходимо, чтобы остановить фотосинтез. Но модель, используемая в этом упрощенном вычислении, предполагает, что пыль - совершенный поглотитель падающего света. Приемлемое альбедо3 (3 - см. Приложение), вместе с небольшим сокращением массы пыли может увеличить интенсивность света до принятой "оптической глубины" 10-7 нормального солнечного света, соответствуя 10 процентам от полного лунного света.
Хотя невозможно делать точную оценку размера астероида на основе экстраполяции Кракатау, но если было бы необходимо отказаться от гипотезы, то серьезное несоответствие было бы очевидным. При отсутствии хороших измерений солнечных постоянных в 1880-ых, можно только сказать, что четвертый метод ведет к размерам астероида, которые являются совместимыми с другими тремя.
Пока мы не понимаем причины отличия в 10 раз в содержании иридия в граничной глине между Данией и Италией, мы будем сталкиваться с различными величинами для диаметра астероида, основанными на первом методе. По этому методу "Датский диаметр" составляет 6.6101/3 км = 14 км. Вторая и третья оценки неизменны; вторая не включает измерения, сделанные на граничном слое, а третья использует толщину глины, которая незначительно больше в Дании, чем в Италии. Четвертый метод основан на такой сомнительной величине ослабления от Кракатау, что ее не стоит пересчитывать. Мы заключаем, что данные совместимы с воздействием астероида с диаметром приблизительно 10 ± 4 км.