gr. ukáš ackerman, h. eologický ústav av Č,...
TRANSCRIPT
Mgr. Lukáš Ackerman, PhD. Geologický ústav AV ČR, v.v.i.
proč má Země složení takové jaké má ? studium distribuce a zastoupení prvků ve Sluneční soustavě = kosmochemie
přes svou jedinečnost má Země podobné složení jako Mars, Venuše, Merkur a Měsíc
14 Ga zrození Vesmíru ve velmi žhavém, hustém stavu, ale smrštěném stavu - „Velký třesk“
následně dochází k expanzi, ochlazení a vývoji (studium červeného posuvu, reliktního záření a četnost lehkých prvků
v závěrečném stádiu po Velkém třesku vzniká plynný H a He
v době, kdy byl vesmír ještě velmi hustý nedostatek neutronů zabránění vzniku jader těžších prvků převážná část hmoty vesmíru je tvořena nejjednoduššími prvky – H (~70%) a He (~30%)
kde tedy vznikají těžší prvky???
90 % hvězd v poli hlavní posloupnosti (horké hvězdy mají vysokou energii), energie procesem H He
red giant – oddělené H vrstvy (znovuzapalování hvězdy v důsledku postupného kolapsu)
white dwarf – fáze po „red giant“ pokud je hvězda malá, pokud je velká exploze supernovy
White (2001)
nukleosyntéza = proces vytváření chemických prvků
poznatky ze studia složení meteoritů a hvězd, jaderné experimenty
White (2001)
většina těžkých prvků vznikla během posledních 10 Ga
velké rozdíly v obsazích prvků (např. Fe, C, N, O) mezi jednotlivými galaxiemi
H a He (H/He poměr) se vytvořily při „Velké třesku“ prvky těžší než Li vznikly pozdějšími procesy
při postupu exotermických reakcí na úroveň kdy je většina jádra hvězdy přeměněna na Fe porušení rovnováhy mezi expanzí a gravitací exploze
obrovské množství volných neutronů
planety, asteroidy, komety
Merkur, Venuše, Země, Mars, asteroidy
(„pozemské planety“)
Jupiter, Saturn („plynné planety“)
Uran, Neptun, (Pluto) („vnější ledové
planety“)
Kuiperův pás – oblast prachu (HCO3-
H2O-CH4-NH3) kde vznikají komety
„pozemské planety“ mají silikátové
pláště kolem Fe-Ni jader, vysoké ochuzení
o H-He
„plynné planety“ mají složení podobné
Slunci (H-He), jádra pravděpobně z
pevného/tekutého kovu + silikáty
„vnější ledové planety“ mají plynný H-
He obal, plášť H2O-CH4,H2S,NH3,H,He a
silikáto-kovové jádro
planety vykazují silnou zonálnost ve složení
M,V,Z,M silně ochuzeny o H-He
J,S mají podobné složení jako Slunce
U,N,(P) mírně ochuzeny o H-He
chemické složení meteoritů (chondritů) ukazuje na heterogenitu sluneční mlhoviny (teplota, čas, místo,f O2)
pouze nepřímá pozorování
4 hlavní stádia
kondenzace prachu
narůstání velikosti prachových zrn z mm na km
akrece
vznik planety dlouhodobými kumulativními
gravitačními silami
1. akrece jádra
(silikáty, led apod.)
2. > 10 MZ
zachycení plynů ze
sluneční mlhoviny
3. vytvoření plynných
obrů (Jupiter,
Saturn)
Jupiter
nejmenší z „pozemských“ planet (0.05 M Země)
existence magnetického pole částečně natavené velké Fe-Ni jádro (70 % celk0vé hmotnosti)
v oblasti S pólu pravděpodobně přítomnost ledu (sonda Messenger)
absence magnetického pole a deskové tektoniky
atmosféra
CO2 (96.5 %)
N2 (3.5 %)
+/- H2O, SO2, HCl, HF
povrch alkalické a tholeitické bazalty, karbonatity???
Treatise in Geochemistry Vol 1
SNC meteority
ochuzený o volatilní
složky
řidší CO2±N2
atmosféra
původně velké
množství H2O
Fe-Ni jádro, ale
menší než Země
Jupiter, Saturn převaha H +/-He
+/- CH4, NH3, H2O, H2S (koncentrace stoupá Jupiter Neptun)
Neptun spíše N2 než NH3
Treatise in Geochemistry Vol 1
zachování počáteční
historie
narozdíl od ostatních
planet je chemismus
Měsíce velmi
podobný Zemi (např.
izotopické složení O)
velká příbuznost
6 expedic → 382 kg materiálu
„měsíční meteority“ → velmi vzácné, stáří
většinou mezi 2.0 a 3.9 Ga
Geologie Měsíce
anortozity-gabra „vysočiny“, impaktové vyvrženiny
(„vrchoviny“)
bazaltické lávy „oceány“ (většina vznikla v důsledku
impaktů mezi 3.1 a 3.9 Ga „magma oceans“ )
podobný chemismus Měsíce a Země jasně ukazuje na stejný zdrojový materiál
při závěrečných stádiích akrece (4.5 Ga) se Země srazila s planetou o trochu větší velikosti než Mars část planety se „smísila“ se Zemí ze zbytku prachu se vytvořil Měsíc
nejstarší horniny na Zemi (zirkony) cca. 4.4 Ga klíčové poznatky o vytvoření Země a Sluneční soustavy meteority
„kameny“ (silikáty ± Fe-Ni slitiny) vs „železa“
chondrity, achondrity primitivní vs. diferenciované
C-meteorit Murchison
Fe-meteorit Meteorit – přírodní objekt, který
„přežil“ pád na Zemi z Vesmíru
Mikrometeority (< 2 mm) z hlubokomořských sedimentů, ledu a stratosféry
Meteority (> 10 mm) jednotlivé kusy nebo více kusů z jednoho pádu
Databáze - http://www.lpi.usra.edu/meteor/
„kameny“ z převážné většiny tvořené silikáty ± Fe-Ni slitiny „železa“ Fe-Ni slitiny ± silikáty a specifické minerály „kamenoželeza“ cca 50 % silikátů a 50 % Fe-Ni slitina
Chondrity obsahují X mm velké sferické části = chondruly
Achondrity neobsahují chondruly, většinou magmatické horniny nebo jejich brekcie
Železa, Kamenoželeza
White (2001)
primitivní meteority chemické a fyzikální vlastnosti dané procesy ve Sluneční soustavě
reprezentují vzorek shluku plynů a prachu, ze kterého byla vytvořena Sluneční soustava
chondruly, CAI, olivín, matrix ± Ni-Fe slitiny, sulfidy
chondrity uhlíkaté (CX), Enstatitové (EX) a běžné (L, H, LL, R)
TFL = terrestrial fractionation line vývoj pozemských materiálů
Většina Cx chondritů obsahuje mix O z různých zdrojů
Hutchison (2004)
olivín-ortopyroxen ±Ni-Fe slitina
klasifikace – H (25-31% Fe nebo přítomnost bronzitu), L (20-25% Fe nebo přítomnost hyperstenu), LL (% Fe jako L, ale pouze 1-3% Fe ve slitině)
velmi vzácné
vysoce redukční
prostředí
enstatit-olivín±kov,
sulfidy,fosfidy,karbidy
EH (vysoké Fe) a EL
(nízké Fe)
bohaté na C-složky
včetně organických
sloučenin (zejména
aminokyseliny)
8 podskupin (např. CI,
CM, CV apod.)
CI vzácné ale složením
velmi podobné Sluneční
mlhovině (neobsahují
chondruly
nejprimitivnější materiál
Sluneční soustavy)
kulovité útvary od 0.X do
X mm (až 50 % z
celkového objemu
meteoritu
olivín, pyroxeny, sklo,
FeS, Fi-Ni slitina
kapky taveniny, která se
velmi rychle ochladila
taveniny solárního
prachu
vytvoření při šokových
vlnách (např. akrece)
Chondrule, meteorit Grassland
Mg-Fe chondruly složení podobné CI chondritům
Fe-Ni slitina-sulfidické chondruly složení ovlivněno pozdějšími redox reakcemi
0.X mm až X cm velké klasty Ca-Al
bohatých minerálů (spinely, melilit,
perovskit, hibonit, anortit, Ca-pyroxen)
minerály z počátku kondenzační sekvence
chudé na volatilní složky, bohaté
refraktorními prvky (např. Ba, Th, HFSE)
důkaz že některý solární prach prošel
velmi vysokými teploty (1700 K) vznik v
blízkosti Slunce
diferenciované meteority vzniklé tavením asteroidů velmi rozdílné složení
často silně brekciovité (z povrchu těles)
některé pocházejí z Měsíce (basaltické achondrity - Eukrity)
SNC (0.15-1.5 Ga) Mars
White (2001)
základní klasifikace na základě chemického složení (Ga-Ge-Ir)
Skupina I (80-100 ppm Ga)
Skupina II (40-65 ppm Ga)
Skupina III (8-24 ppm Ga)
Skupina IV (1-3 ppm Ga)
Další dělení na základě koncentrace Ni a Ir (podskupiny A-F)
Fe-Ni slitiny ± sulfidy
(Fe-Ni), fosfidy,
karbidy
taenit, kamacit
v drtivé většině jádra
asteroidů a drobných
planetek
některá „železa“
možná vznikly při
impaktech White (2001)
palazity
síť Fe-Ni slitiny s
uzavřeninami olivínu
vznik pravděpodobně
na hranici mezi
roztavenou slitinou a
silikáty
mesosiderity
slitina + silikáty (px+plg)
vznik pravděpodobně
při kolizi odlišných ast.
Palazit
www.humboldt.edu
stáří 4.566±0.003 Ga (Pb-Pb) CAI meteoritu
Allende
Rozptyl stáří chondritů cca 4.57-4.55 Ga
velmi krátá historie
Železa 4.56-4.58 Ga
K-Ar metoda poskytuje mnohem mladší data
ztráta Ar při metamorfóze, impaktu
min. rozdíly mezi jednotlivými typy meteoritů
iniciální izotopické složení Sr-Nd-Pb-Os
reflektuje prapůvodní materiál zemského tělesa
vznik nuklidů v
důsledku dopadu
kosmického záření
na povrch
mateřských těles
všechny meteority
jsou (oddělení od
mateřských těles)
velmi mladá tělesa
Crab and Schultz (1981)
velikost pravděpodobně
10-100 km
některé skupiny
meteoritů mohou
pocházet ze stejných
těles
většina spadlých
meteoritů pochází z pásu
asteroidů (mezi Marsem
a Jupiterem)