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

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 (HCO 3 - H 2 O-CH 4 -NH 3 ) 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 H 2 O-CH 4,H 2 S,NH 3,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 O 2 )

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 M Z 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 %) +/- H 2 O, SO 2, HCl, HF povrch alkalické a tholeitické bazalty, karbonatity??? Treatise in Geochemistry Vol 1

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

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

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)