La datación por hafnio-tungsteno es un método de datación radiométrica geocronológica que utiliza el sistema de desintegración radiactiva del hafnio-182 al tungsteno-182 . [1] La vida media del sistema es8,9 ± 0,1 millones de años. [1] Hoy en día, el hafnio-182 es un radionúclido extinto , pero el sistema radiactivo hafnio-tungsteno es útil en los estudios del sistema solar primitivo, ya que el hafnio es litófilo mientras que el tungsteno es moderadamente siderófilo , [2] lo que permite que el sistema se utilice para datar la diferenciación del núcleo de un planeta . También es útil para determinar los tiempos de formación de los cuerpos progenitores de los meteoritos de hierro . [3]
El uso del sistema de hafnio-tungsteno como cronómetro para el sistema solar temprano fue sugerido en la década de 1980, [4] pero no se generalizó hasta mediados de la década de 1990, cuando el desarrollo de la espectrometría de masas de plasma acoplado inductivamente con múltiples colectores permitió el uso de muestras con bajas concentraciones de tungsteno. [5] [6]
El sistema radiactivo detrás de la datación por hafnio-tungsteno es una desintegración en dos etapas, como se detalla a continuación:
La primera desintegración tiene una vida media de 8,9 millones de años, mientras que la segunda tiene una vida media de sólo 114 días, [7] de modo que el nucleido intermedio tantalio-182 ( 182 Ta) puede ignorarse efectivamente.
Como el hafnio-182 es un radionúclido extinto, la cronometría de hafnio-tungsteno se realiza examinando la abundancia de tungsteno-182 en relación con otros isótopos estables de tungsteno, de los cuales hay efectivamente cinco en total, incluido el isótopo tungsteno-180 de vida extremadamente larga, que tiene una vida media mucho más larga que la edad actual del universo. [8] La abundancia de tungsteno-182 puede verse influenciada por procesos distintos a la desintegración del hafnio-182, pero la existencia de una gran cantidad de isótopos estables es muy útil para desentrañar las variaciones en el tungsteno-182 debidas a una causa diferente. Por ejemplo, mientras que 182 W, 183 W, 184 W y 186 W se producen todos mediante los procesos r y s , el isótopo raro tungsteno-180 solo se produce mediante el proceso p . Las variaciones en los isótopos de tungsteno causadas por las contribuciones nucleosintéticas de los procesos r y s también resultan en cambios correlacionados en las proporciones 182 W/ 184 W y 183 W/ 184 W, lo que significa que la proporción 183 W/ 184 W se puede utilizar para cuantificar qué parte de la variación de tungsteno-182 se debe a las contribuciones nucleosintéticas. [9] La influencia de los rayos cósmicos es más difícil de corregir ya que las interacciones de los rayos cósmicos afectan la abundancia de tungsteno-182 mucho más que cualquiera de los otros isótopos de tungsteno. [10] No obstante, los efectos de los rayos cósmicos se pueden corregir examinando otros sistemas isotópicos como el platino , el osmio o los isótopos estables del hafnio, o simplemente tomando muestras del interior que no hayan sido expuestas a los rayos cósmicos, aunque esto último requiere muestras grandes. [11] [12]
Los datos isotópicos del tungsteno se representan generalmente en términos de ε 182 W y ε 183 W, que representan desviaciones en las proporciones 182 W/ 184 W y 183 W/ 184 W en partes por 10 000 en relación con los estándares terrestres. [1] Dado que la Tierra está diferenciada, la corteza y el manto terrestres están enriquecidos en tungsteno-182 en relación con la composición inicial del sistema solar. Los meteoritos condríticos indiferenciados tienen ε 182 W = −1,9 ± 0,1 con respecto a la Tierra, que se extrapola para dar un valor de−3,45 ± 0,25 para el ε 182 W inicial del Sistema Solar. [13]
Un planeta primordial no está diferenciado, es decir, no tiene capas de acuerdo a su densidad (el material más denso se encuentra hacia el interior del planeta). Cuando un planeta experimenta una diferenciación, los materiales densos, en particular el hierro, se separan de los componentes más ligeros y se hunden hacia el interior formando el núcleo del planeta. Si este proceso tuvo lugar relativamente temprano en la historia de un planeta, el hafnio-182 no habría tenido tiempo suficiente para desintegrarse en tungsteno-182. Como el hafnio es un elemento litófilo, el hafnio-182 (sin desintegrarse) permanecería en el manto (es decir, en las capas externas del planeta). Luego, después de algún tiempo, el hafnio-182 se desintegraría en tungsteno-182, dejando un exceso de tungsteno-182 en el manto. Por otro lado, si la diferenciación se produjo más tarde en la historia de un planeta, entonces la mayor parte del hafnio-182 se habría desintegrado en tungsteno-182 antes de que comenzara la diferenciación. Al ser moderadamente siderófilo, gran parte del tungsteno-182 se hundiría hacia el interior del planeta junto con el hierro. En este escenario, no habría mucho tungsteno-182 presente posteriormente en las capas externas del planeta. Por lo tanto, al observar la cantidad de tungsteno-182 presente en las capas externas de un planeta, en relación con otros isótopos de tungsteno, se puede cuantificar el tiempo de diferenciación.
Si tenemos una muestra del manto (o núcleo) de un cuerpo y queremos calcular la edad de formación del núcleo a partir de la abundancia de tungsteno-182, también necesitamos conocer la composición del planeta en su conjunto. Dado que no tenemos muestras del núcleo de la Tierra (ni de ningún otro planeta intacto), la composición de los meteoritos condríticos se sustituye generalmente por la del planeta en su conjunto. [1] [14] El hafnio y el tungsteno son elementos refractarios , por lo que no se espera que haya ningún fraccionamiento entre el hafnio y el tungsteno debido al calentamiento del planeta durante o después de su formación. A continuación, se puede calcular una edad modelo para el momento de la formación del núcleo utilizando la ecuación [1].
,
donde es la constante de desintegración del hafnio-182 (0,078±0,002 Ma −1 ), [15] los valores de ε 182 W son los de la muestra, los meteoritos condríticos (tomados para representar el planeta en general) y el valor inicial del Sistema Solar, y tiene en cuenta cualquier diferencia en la abundancia general de hafnio entre la muestra y los meteoritos condríticos,
.
Es importante señalar que esta ecuación supone que la formación del núcleo es instantánea. Esto puede ser una suposición razonable para cuerpos pequeños, como los meteoritos de hierro, pero no es cierto para cuerpos grandes como la Tierra, cuya acreción probablemente tomó muchos millones de años. En cambio, son más razonables y deberían utilizarse modelos más complejos que modelan la formación del núcleo como un proceso continuo. [16] [17]
El método de datación por hafnio-tungsteno se ha aplicado a muchas muestras de cuerpos del sistema solar y se ha utilizado para proporcionar estimaciones de la fecha de formación del núcleo. Para los meteoritos de hierro, la datación por hafnio-tungsteno produce edades que van desde menos de un millón de años después de la formación de los primeros sólidos ( inclusiones ricas en calcio y aluminio , generalmente llamadas CAI) hasta alrededor de 3 millones de años para diferentes grupos de meteoritos. [18] Si bien los meteoritos condríticos no se diferencian en su conjunto, la datación por hafnio-tungsteno aún puede ser útil para restringir las edades de formación al aplicarla a regiones de fusión más pequeñas en las que se han separado los metales y los silicatos. Para la muy bien estudiada condrita carbonácea Allende, esto da una edad de formación de alrededor de 2,2 millones de años después de la formación de las CAI. [19] Se han examinado meteoritos marcianos e indican que Marte puede haberse formado completamente dentro de los 10 millones de años de la formación de las CAI, lo que se ha utilizado para sugerir que Marte es un embrión planetario primordial . [20] En el caso de la Tierra, los modelos de acreción y formación del núcleo dependen en gran medida de cuánto impactos gigantes, como el que se presume que formó la Luna , volvieron a mezclar el núcleo y el manto, lo que arroja fechas de entre 30 y 100 millones de años después de los CAI, dependiendo de los supuestos. [21] [22]
