Mgr. Lukáš Ackerman, PhD. Geologický ústav AV ČR, v.v.i.

HTML
DOWNLOAD

Rozměr: px

Začít zobrazení ze stránky:

Download "Mgr. Lukáš Ackerman, PhD. Geologický ústav AV ČR, v.v.i."

Irena Sedláková
před 8 lety
Počet zobrazení:

1 Mgr. Lukáš Ackerman, PhD. Geologický ústav AV ČR, v.v.i.

2 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

3 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

4 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???

5 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)

6 nukleosyntéza = proces vytváření chemických prvků poznatky ze studia složení meteoritů a hvězd, jaderné experimenty White (2001)

7 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

8 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

9 planety, asteroidy, komety Merkur, Venuše, Země, Mars, asteroidy ( pozemské planety ) Jupiter, Saturn ( plynné planety ) Uran, Neptun, (Pluto) ( vnější ledové planety ) Kuiperův pás oblast prachu (HCO 3 - H 2 O-CH 4 -NH 3 ) kde vznikají komety

10 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 H 2 O-CH 4,H 2 S,NH 3,H,He a silikáto-kovové jádro

11 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 O 2 )

12 pouze nepřímá pozorování 4 hlavní stádia kondenzace prachu narůstání velikosti prachových zrn z mm na km akrece vznik planety dlouhodobými kumulativními gravitačními silami

13 1. akrece jádra (silikáty, led apod.) 2. > 10 M Z zachycení plynů ze sluneční mlhoviny 3. vytvoření plynných obrů (Jupiter, Saturn) Jupiter

14 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)

15 absence magnetického pole a deskové tektoniky atmosféra CO2 (96.5 %) N2 (3.5 %) +/- H 2 O, SO 2, HCl, HF povrch alkalické a tholeitické bazalty, karbonatity??? Treatise in Geochemistry Vol 1

16 SNC meteority ochuzený o volatilní složky řidší CO 2 ±N 2 atmosféra původně velké množství H 2 O Fe-Ni jádro, ale menší než Země

17 Jupiter, Saturn převaha H +/-He +/- CH4, NH3, H2O, H2S (koncentrace stoupá Jupiter Neptun) Neptun spíše N2 než NH3 Treatise in Geochemistry Vol 1

18 zachování počáteční historie narozdíl od ostatních planet je chemismus Měsíce velmi podobný Zemi (např. izotopické složení O) velká příbuznost

19 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 )

5 Ga) se Země srazila s planetou o trochu větší velikosti

20 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

21 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

22 C-meteorit Murchison Meteorit přírodní objekt, který přežil pád na Zemi z Vesmíru Fe-meteorit

23 Mikrometeority (< 2 mm) z hlubokomořských sedimentů, ledu a stratosféry Meteority (> 10 mm) jednotlivé kusy nebo více kusů z jednoho pádu Databáze -

24 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

25 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

26 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)

27 TFL = terrestrial fractionation line vývoj pozemských materiálů Většina Cx chondritů obsahuje mix O z různých zdrojů Hutchison (2004)

28 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)

29 velmi vzácné vysoce redukční prostředí enstatit-olivín±kov, sulfidy,fosfidy,karbidy EH (vysoké Fe) a EL (nízké Fe)

30 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)

31 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

32 Mg-Fe chondruly složení podobné CI chondritům Fe-Ni slitina-sulfidické chondruly složení ovlivněno pozdějšími redox reakcemi

33 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

povrchu těles) některé pocházejí z Měsíce

34 diferenciované meteority vzniklé tavením asteroidů velmi rozdílné složení často silně brekciovité (z povrchu těles) některé pocházejí z Měsíce (basaltické achondrity - Eukrity) SNC ( Ga) Mars White (2001)

základní klasifikace na základě chemického složení (Ga-Ge-Ir) Skupina I (80-100 ppm Ga) Skupina II (40-65 ppm

35 základní klasifikace na základě chemického složení (Ga-Ge-Ir) Skupina I ( 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)

36 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)

37 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

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.

38 stáří 4.566±0.003 Ga (Pb-Pb) CAI meteoritu Allende Rozptyl stáří chondritů cca Ga velmi krátá historie Železa 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

39 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)

40 velikost pravděpodobně km některé skupiny meteoritů mohou pocházet ze stejných těles většina spadlých meteoritů pochází z pásu asteroidů (mezi Marsem a Jupiterem)

Podobné dokumenty

Geochemie endogenních procesů 3. část

Geochemie endogenních procesů 3. část primitivní meteority chemické a fyzikální vlastnosti dané procesy ve Sluneční soustavě reprezentují vzorek shluku plynů a prachu, ze kterého byla vytvořena Sluneční