gr. ukáš Ackerman, h. eologický ústav AV Č,...
Transcript of gr. ukáš Ackerman, h. eologický ústav AV Č,...
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)