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)