1 1. ELEMENTY KOSMOCHEMII O planetach Układu Słonecznego
advertisement
1. Elementy kosmochemii 1 1. ELEMENTY KOSMOCHEMII O planetach Układu Słonecznego zdobywamy z wolna wiedzę z bezpośrednich badań załogowych czy bezzałogowych misji kosmicznych wysyłanych na Księżyc, na Marsa i dalej. Nasza wiedza o składzie pierwiastkowym materii Wszechświata pochodzi głównie z dwóch źródeł: z pomiarów widm spektralnych światła gwiazd i innych ciał niebieskich oraz z analiz meteorytów. Współczesna wiedza o materii pozaziemskiej uzupełniana jest również bezpośrednimi badaniami zarówno przez kosmonautów jak i sondy automatyczne, które przesyłają na Ziemię próbki lub wyniki pomiarów. Analiza widm spektralnych światła gwiazd docierającego do Ziemi pozwala jakościowo i półilościowo oznaczyć skład pierwiastkowy atmosfery gwiazd. Gorące wnętrza gwiazd wysyłają światło białe (pełne widmo wszystkich długości fal światła widzialnego). Światło to przechodząc przez chłodniejsze zewnętrzne warstwy atmosfery gwiazdy ulega częściowej absorpcji. Pierwiastki wchodzące w skład atmosfery gwiazdy absorbują tylko niektóre, charakterystyczne dla każdego pierwiastka długości fal świetlnych. W widmie światła białego docierającego do Ziemi pojawiają się więc dziury, tzw. linie spektralne, z obecności których można wywnioskować jakie pierwiastki są odpowiedzialne za absorpcję światła atmosferze gwiazdy. Uważa się, że atmosfera gwiazd reprezentuje skład substancji, z której gwiazda powstała. Rys. 1-1. Krater meteorytowy Canyon Diablo w Arizonie Analiza spektroskopowa dostarcza głównie informacji o lotnych pierwiastkach, czyli o pierwiastkach o bardzo niskich temperaturach wrzenia (n.p. wodór, hel), z których w dużej mierze zbudowany jest Wszechświat. Natomiast analiza ciał stałych spadających na Ziemię uzupełnia naszą wiedzę o pierwiastkach mało lotnych (o wysokich temperaturach wrzenia), takich jak Fe, Si, Al., Ca, stanowiących w dużej mierze budulec kuli ziemskiej. „Spadające gwiazdy” (meteory) widoczne na niebie w sierpniową czy grudniowa noc to właśnie rozbłyski okruchów kosmicznej materii spadających na ziemię. Większość z nich ulega całkowitemu spaleniu w atmosferze. Niektóre z nich (ok. 1%) spadają jednak na powierzchnię ziemi jako meteoryty. Tradycyjny podział meteorytów w zależności od struktury i składu rozróżnia trzy 1. Elementy kosmochemii 2 główne typy: meteoryty kamienne (chondryty i chondryty), meteoryty żelazo-kamienne i meteoryty żelazne. Meteoryty kamienne szczególnie przyczyniły się do naszego zrozumienia historii Układu Słonecznego i Ziemi. Choć meteoryty żelazne stanowią zaledwie 10 do 20% wszystkich meteorytów spadających na Ziemię, w kolekcjach muzealnych są reprezentowane bardzo licznie ponieważ łatwiej rzucają się w oczy jako znaleziska i są częściej identyfikowane. Meteoryty żelazne zbudowane są zazwyczaj w przewadze z żelaza z domieszką kilku lub kilkunastu procent niklu. Pochodzą prawdopodobnie z jąder ciał niebieskich, które były przez jakiś czas w stanie stopionym w wyniku czego ich skład pierwiastkowy uległ tzw. dyferencjacji: pierwiastki ciężkie (jak żelazo, nikiel) opadły do jądra a pierwiastki lżejsze (krzem, glin, wapń czy magnez) skoncentrowały się w strefach zewnętrznych. Pośród minerałów budujących meteoryty żelazne powszechne są kamacyt i taenit o wzorze FeNi oraz troili FeS, niezwykle rzadko spotykane na Ziemi. Tworzą one często dość duże kryształy (rzędu milimetrów i centymetrów) przenikające się tak, że na wypolerowanej powierzchni tworzą charakterystyczne wzory geometryczny tworzące tzw. linie Widmannstättena i linie Neumanna. Meteoryty kamienne zbudowane są w przewadze z minerałów krzemianowych i glinokrzemianowych, głównie z grupy oliwinów, piroksenów i plagioklazów, czasem z domieszką stopów żelazoniklowych podobnych do tych w meteorytach żelaznych. Wyróżniono wiele odmian meteorytów kamiennych, ale współczesny podział na chondryty i achondryty opiera się przede wszystkim o genezę odtworzoną na podstawie składu chemicznego i mineralnego. Chondryty są zbudowane z materiału skalnego, który uległ agregacji w stanie stałym natomiast achondryty powstały przez krystalizację stopu. W chondrytach spotykamy zazwyczaj kuliste formy wielkości rzędu milimetrów zwane chondrami. W badaniach geochemicznych największe znaczenie mają meteoryty z grupy chondrytów węglistych (typu C). W przeciwieństwie do innych meteorytów zawierają one nie tylko glinokrzemianowe minerały wysokotemperaturowe ale również minerały i związki powstałe niewątpliwie w niższych temperaturach, w tym minerały uwodnione (serpentyny) i węglowodory. Analiza składu tych meteorytów wskazuje, że pochodzą one z ciał, które nigdy nie uległy przetopieniu czy dyferencjacji chemicznej. Radiometryczne datowanie wykazuje ich wiek na ok. 4,5 miliarda lat, zbliżony do wieku Układu Słonecznego. Dlatego uważa się, że reprezentują one okruchy pramaterii słonecznej i swym składem chemicznym (za wyjątkiem pierwiastków lekkich jak N, C, O, które uległy odgazowaniu) najbliżej przypominają średni skład naszego Słońca i materii, z której powstała Ziemia. Często wiek wyniki analiz geochemicznych porównuje się do zawartości pierwiastków w chondrytach C-l, co pozwala na wyciągnięcie wielu interesujących wniosków na temat powstania i ewolucji skał ziemskich. 1. Elementy kosmochemii 3 Fig. 1-1. Chondry w meteorycie kamiennym (z lewej) i obraz widziany w petrograficznym mikroskopie polaryzacyjnym przy skrzyżowanych polaroidach. Zdjęcia ze strony http://www.woreczko.pl/meteorites/features/glossary-Chondrules.htm Fig. 1-2. Linie (figury) Widmanstattena w meteorycie żelaznym polerowanym, trawionym (rozmiar płytki kilka centymetrów). Tekst i zdjęcie ze strony http://jba1.republika.pl/defwid.htm FIGURY WIDMANSTATTENA - po przecięciu meteorytu, wypolerowaniu powierzchni przecięcia i wytrawieniu jej słabym roztworem kwasu (zalecany jest 10% kwas azotowy), ukazuje się sieć krzyżujących się linii tworzących trójkąty będące przekrojami ośmiościanów czyli oktaedrów - stąd nazwa oktaedryty. Są to tzw.linie Widmanstattena będące dowodem, że mamy do czynienia z meteorytem, gdyż nie można ich uzyskać w warunkach ziemskich. Im więcej niklu zawiera meteoryt, tym mniejsza grubość linii (patrz zdjęcie). Powstanie tych linii jest skutkiem powolnego przekształcania się taenitu w kamacyt w czasie niezmiernie wolnego stygnięcia stopu żelazoniklowego. Okazało się, że w ciągu miliona lat ostygał on zaledwie o kilka stopni. Oznacza to, że musiał być izolowany od otoczenia, gdyż inaczej ostygłby znacznie szybciej. Izolatorem mogły być na przykład zwykłe skały. Meteoryty żelazne musiały więc powstać we wnętrzu jakiejś planety lub planetoidy. - "Urania" 3/91 1. Elementy kosmochemii 4 Fig. 1-3. Niektóre znane polskie meteoryty. Zdjęcie ze strony http://jba1.republika.pl/ Fig. 1-4. Względna częstość występowania pierwiastków we wszechświecie. Wykres na figurze 1-4 (w formie tzw. wykresu Oddona-Harkinsa)pozwala porównać częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie. Już pobieżna analiza kształtu wykresu nasuwa wiele pytań. Dlaczego we Wszechświecie najwięcej jest wodoru H i helu He? Dlaczego zawartość pierwiastków maleje ze wzrostem liczby atomowej a więc dużych i ciężkich atomów pierwiastków jest mniej niż małych i lekkich? Dlaczego jednak lit Li, beryl Be i bor B wyłamują się z tej prawidłowości i sa nieproporcjonalnie nieliczne? Dlaczego w przeciwieństwie do nich żelazo Fe i sąsiednie pierwiastki odbiegają w górę od jednostajnie malejącego wykresu i są nieproporcjonalnie liczniejsze? A dlaczego pierwiastków o parzystej liczbie atomowej jest zawsze więcej niż tych o nieparzystej i wykres ma kształt piły? 1. Elementy kosmochemii 5 Poglądy na temat nukleosyntezy pierwiastków i przebiegu procesów we wnętrzu gwiazd utrwaliły się całkiem niedawno, dopiero w połowie XX wieku. Uważa się, że skład Wszechświata zaraz po powstaniu był dość monotonny: składał się głównie z wodoru, być może z niewielkim dodatkiem helu. Wszystkie pozostałe pierwiastki powstały później we wnętrzu gwiazd z H i He w procesach syntezy pierwiastków. Gwiezdna fabryka pierwiastków nie jest jednak zbyt wydajna a proces produkcji jest powolny i pobiera olbrzymie ilości energii. Dlatego, pomimo iż wiek Wszechświata ocenia się na ponad 15 miliardów lat zaledwie ok. 2% wodoru i helu dotychczas zostało zamienione w pierwiastki cięższe, takie z jakich głównie zbudowana jest nasza Ziemia (na której He i H są w mniejszości). Pierwiastki powstają w gorących wnętrzach gwiazd m.in. przez łączenie się nukleonów (składników jąder atomów) i przez reakcje termojądrowe. Pierwiastki lekkie, od helu do żelaza, mogą powstawać na drodze prostej syntezy termojądrowej przez fuzję (połączenie) jąder atomów lżejszych pierwiastków. Kolejne, coraz cięższe pierwiastki, wymagają do swego utworzenia coraz większych energii i dlatego są mniej liczne. W miarę ewolucji gwiazdy atomy helu, powstałe przez syntezę termojądrową z wodoru, też mogą ulegać reakcji fuzji prowadząc do powstania atomów cięższych pierwiastków (węgla, tlenu). Podczas gdy ten proces przebiega w centralnych częściach gwiazdy, bliżej jej powierzchni trwa nadal „spalanie” wodoru: gwiazda może przekształcić się w czerwonego giganta. Taką ewolucję być może przejdzie nasze słońce. Jednak tylko największe gwiazdy zapewniające w swoim wnętrzu olbrzymią gęstość i niesłychanie wysoką temperaturę mogą zapewnić warunki syntezy pierwiastków ciężkich. Maksymalna temperatura gwiazdy jest proporcjonalna zazwyczaj do jej rozmiarów (Tab. 1-1). Nasze Słońce jest zdolne do reakcji 1 i 2. W słońcach większych od naszego mogą powstawać jeszcze wyższe temperatury i ciśnienia prowadząc do dalszych, trudniejszych reakcji fuzji atomów węgla, neonu, tlenu czy krzemu. Produkty jednych reakcji są materiałem dla reakcji wyższego rzędu prowadząc w rezultacie do powstania nawet tak dużych jąder jak jądra atomów Mn, Fe, Co i Ni. Są to najcięższe pierwiastki (największe jądra) jakie mogą powstać na drodze syntezy. Aby powstało żelazo masa gwiazdy musi być ok. 30 razy większa od naszego Słońca. Tab. 1-1. 1 2 3 4 temp. gwiazdy 107 K 108 K 5 x 108 K 5 x 109 K przykładowe reakcje H => He He => C, O C, O => Si Si => Fe Reakcja syntezy termojądrowej nie jest odpowiedzialna za powstanie wszystkich pierwiastków. Lit, beryl i bor, powstają raczej z rozpadu węgla C i tlenu O pod wpływem promieniowania kosmicznego. Ponieważ tylko niewielka część atomów węgla i tlenu wyprodukowanych w gwiazdach ulega później tej 1. Elementy kosmochemii 6 przemianie, więc i liczebność atomów Li, Be i B we wszechświecie jest względnie niska, a w każdym razie niższa niż to by wynikało z ogólnej zależności na wykresie. Protony w jądrze atomowym, mając ten sam ładunek elektryczny (dodatni), odpychają się od siebie siłami elektrostatycznymi. To odpychanie kompensowane jest przyciąganiem się między sobą wszystkich nukleonów (protonów i neutronów) silnymi oddziaływaniami bliskiego zasięgu. Energia związania nukleonów w jądrze atomowym różnych pierwiastków nie jest jednakowa. Dlatego pewne kombinacje ilości protonów, neutronów i rozmiarów jądra atomowego są trwalsze niż inne. Skuteczność sił bliskiego zasięgu w utrzymywaniu jądra atomowego jako stabilnego agregatu protonów i neutronów jest proporcjonalna do energii wiązania nukleonów. Na przykład jądro atomu helu He zbudowane jest z dwóch protonów i dwóch neutronów (razem czterech nukleonów). Gdy porównamy nukleony związane ze sobą w jądrze atomu helu z pojedynczymi nukleonami niezwiązanymi w żadnym jądrze atomowym to okaże się, że ich masa nie jest jednakowa: łączna masa dwóch protonów i dwóch neutronów poza jądrem wynosi 4,0319 u a łączna masa jądra atomu helu wynosi 4,00115 u. Ten deficyt masy jest równoważny energii, która wydziela się podczas łączenia się nukleonów w jądro atomowe. Słynne równanie Einsteina E=mc2 pozwala wyliczyć tą energię. A więc fuzja nukleonów prowadząca do powstania jądra atomu helu prowadzi do wydzielenia energii (w dużej mierze w postaci ciepła) równoważnej utraconej masie. Ilość wydzielonej energii jest identyczna z energią związania nukleonów w jądrze: gdybyśmy chcieli rozbić jądro atomu helu tyle właśnie energii trzeba byłoby włożyć w rozerwanie silnych oddziaływań bliskiego zasięgu pomiędzy nukleonami. Gdy policzymy energię związania dla jądra atomowego i podzielimy wynik przez ilość nukleonów otrzymamy wielkość energii (energii potencjalnej, energii związania) przypadającej na jeden nukleon (Tab. 1-2). Jeśli wykonamy obliczenia dla wszystkich pierwiastków możemy wykreślić wykresy takie jak na fig. 1-5, prowadzące do ciekawych obserwacji. Tab. 1-2. Przykładowe obliczenia energii potencjalnej przypadającej na nukleon Pierwiastek Łączna masa nukleonów [u] Masa jądra atomowego [u] Deficyt masy 2 Deuter H 2,0159 2,0136 4 Hel He 4,0319 9 Beryl Be 56 Żelazo Fe Srebro 107Ag Ołów 206 Pb Uran, izotop 235 U Liczba nukleonów Energia wiązania na jeden nukleon [MeV] 0,0023 2 1,07 4,0015 0,0304 4 7,07 9,0724 9,0100 0,062 9 6,46 56,4491 55,9207 0,5284 56 8,79 107,8619 106,8793 0,9826 107 8,55 207,6711 205,9295 1,7416 206 7,88 236,9085 234,9935 1,9150 235 7,59 Atomowa jednostka masy u jest równoważna energii 931,49432 MeV [u] 1. Elementy kosmochemii 7 Przyczyną większego rozpowszechnienia nuklidów o parzystej liczbie atomowej jest stabilność ich jądra atomowego. Kombinacje parzystych ilości protonów i neutronów powodują lepszy rozkład sił w jądrze atomowym. Większa trwałość zwiększa prawdopodobieństwo powstania i przetrwania nuklidu w procesach syntezy pierwiastków w gwiazdach. Generalnie jądra atomów lekkich (żelaza i lżejszych) są trwalsze niż jądra atomów ciężkich (cięższych od żelaza). Na fig. 1-5 przedstawiony jest ogólny charakter zmian energii potencjalnej przypadającej na jeden nukleon w jądrze w zależności od liczby masowej (czyli rozmiarów jądra atomowego). Czym mniejsza energia potencjalna tym trwalsze jądro atomu. Na samym dnie „doliny” znajduje się żelazo. Jest ono szczególnie trwałym pierwiastkiem. Optymalna ilość protonów i neutronów zapewnia najlepszy bilans energetyczny kompensacji sił przyciągania i odpychania w jądrze atomu. Takie trwałe atomy mają większą szansę powstania i przetrwania we wnętrzu gwiazdy. Stąd anomalnie wysoka liczebność żelaza (i sąsiednich pierwiastków) we Wszechświecie. a) b) Fig. 1-5. Przebieg zmienności energii potencjalnej nukleonów w jądrze atomowym (a) a tym samym energii wiązania nukleonów w jądrze (b) w zależności od liczby masowej pierwiastka. Z kształtu wykresów na fig. 1-5 (łagodne dno „doliny” energii potencjalnej) wynika, że istnieje pokaźna ilość pierwiastków o jądrach atomowych związanych trwale. Wykres energii potencjalnej dla pierwiastków lżejszych od żelaza (na lewo) opada stromo w dół ze wzrostem masy atomów. Oznacza to, że jądra cięższych pierwiastków niosą niższą energię potencjalną niż lżejszych. Gdy jądra mające mniej trwale związane nukleony mogą być zamienione w jądra o trwalej związanych nukleonach (o niższej energii potencjalnej) system przechodzi w stan większej stabilności. A więc połączenie się dwóch lekkich jąder spowoduje powstanie cięższego, o niższej energii potencjalnej, a nadmiar energii zostanie wyemitowany do otoczenia. To właśnie jest energia gwiazd. To również jest energia uzyskiwana w elektrowniach jądrowych czy w bombach atomowych. Proces ten może zachodzić na dwa sposoby: łączenie się jąder lek- 1. Elementy kosmochemii 8 kich pierwiastków (ang. fusion) lub rozpadu jąder ciężkich pierwiastków (ang. fission). Łączenie się jąder jest reakcją energetycznie korzystną, może więc zachodzić w gwiazdach samorzutnie: jest mechanizmem syntezy większości pierwiastków lżejszych od żelaza. Jednak nawet największe gwiazdy nie mogą wytworzyć dość energii do syntezy pierwiastków cięższych niż żelazo. Z analiz wykresu energii potencjalnej na fig. 1-5 wynika, że to raczej rozpad jąder atomów pierwiastków cięższych od Fe jest korzystny energetycznie. Powstają wtedy produkty o niższej energii potencjalnej a różnica energii między wyjściowym pierwiastkiem a produktem rozpadu może być wydzielona w formie ciepła. Tak więc, pierwiastki cięższe od żelaza nie mogą z przyczyn energetycznych powstać na drodze syntezy (fuzji jąder). Powstają one na drodze złożonego procesu polegającego na wychwytywaniu neutronów przez jądra lekkich pierwiastków. Następnie rozpad promieniotwórczy niestabilnych nuklidów prowadzi do powstania pierwiastków o masie atomowej większej niż żelazo. Opisane powyżej procesy tłumaczą powstanie pierwiastków w fabrykach gwiezdnych. Wszechświat jednak składa się nie tylko z gwiazd. Jest jeszcze mnóstwo innych ciał niebieskich, do których zalicza się nasza planeta Ziemia. Gdyby proces powstawania pierwiastków ograniczał się do ich wytworzenia w gwiazdach Wszechświat wyglądałby zupełnie inaczej: wszystkie znane pierwiastki znajdowałyby się we wnętrzu gwiazd natomiast przestrzeń międzygwiezdna byłaby wypełniona jedynie resztkami pierwotnego wodoru i helu pozostałymi z pierwszych chwil istnienia. Skąd więc wzięły się wszystkie pierwiastki na Ziemi i na wszystkich innych obiektach kosmicznych poza gwiazdami? Kiedy mała gwiazda zużyje część swojego wnętrza zamienia się w czerwonego karła i powoli wygasa. Kiedy wielka gwiazda zużyje swoje wnętrze następuje eksplozja w postaci supernowej: przez kilka ziemskich dni jej jasność wzrasta do około 1011 jasności gwiazd i cała materia gwiazdy wraz z wytworzonymi w jej wnętrzu nowymi atomami różnych pierwiastków jest wyrzucana na wszystkie strony z wielką prędkością. Wybuch supernowej, będąc źródłem olbrzymiej ilości neutronów, przyczynia się też do wytworzenia atomów najcięższych pierwiastków: U, Th, Pu... Jednocześnie, wyrzucone w kosmos pierwiastki mogą następnie wejść w skład innych obiektów we wszechświecie. Każdy z nas ma w sobie takie kawałeczki wielkich wspaniałych gwiazd, które dawno temu zakończyły działalność wielkim pokazem ogni sztucznych na skalę kosmiczną! Wiele faktów wskazuje na to, że nasza Ziemia jest unikalnie odmiennym obiektem w Układzie Słonecznym. Trudno jednoznacznie ocenić na ile to jest nasze subiektywne wrażenie wynikające z egocentryzmu i z dokładniejszej wiedzy na temat naszej planety w stosunku do pozostałych planet Układu. Jednak obecność życia i związana z tym wysoka zawartość tlenu w atmosferze, obecność oceanów czy aktywność tektoniki kier niewątpliwie wyróżniają Ziemię. A trzeba pamiętać, że są to cechy, które Ziemia nabyła z czasem. Na początku istnienia jako protoplaneta, nasza kula ziemska nie różniła się wiele od sąsiedniego Marsa czy Wenus. A więc to nieorganiczna a później również organiczna ewolucja jest w dużym stopniu odpowiedzialna za tą odmienność. Dotychczasowe wyniki badań wskazują na to, że Ziemia i inne planety naszego Układu Słonecznego powstały ok. 4,6 mld lat temu na skutek kondensacji mgławicy słonecznej, w centrum której powstało 1. Elementy kosmochemii 9 Słońce. Ponieważ niewiele jest możliwości bezpośredniej obserwacji takich procesów, musimy polegać na poszlakach i dowodach pośrednich, z których badania i obliczenia astrofizyczne, geofizyczne i geochemiczne odgrywają największą rolę. W ostatnich latach szczególnie wiele informacji na temat rekonstrukcji ewolucji materii okołosłonecznej i ziemskiej płynie z badań izotopowych, zarówno frakcjonacji izotopów stałych jak i rozpadu izotopów promieniotwórczych. Skład chemiczny meteorytów pozwala w wielu wypadkach bezpośrednio odtworzyć skład pramaterii słonecznej czy też wnętrza planet. W ostatnich dziesięcioleciach, dzięki załogowym i bezzałogowym misjom kosmicznym, szczególny postęp zrobiła nasza wiedza na temat budowy i pochodzenia Księżyca. Orbita Księżyca nie leży symetrycznie względem Ziemi, lecz biegnie pod kątem 23,4o do płaszczyzny równika. Jego rozmiary są też niespotykanie wielkie w stosunku do okrążanej macierzystej planety Ziemi. Kierunek obiegu jest zgodny z kierunkiem obrotu Ziemi. Co do średniego składu, Księżyc wyróżnia się niską gęstością w stosunku do kamiennych planet Układu, co sugeruje stosunkowo niską całkowitą zawartość żelaza. Z bezpośrednich analiz geochemicznych i geofizycznych na Księżycu wiemy, że w jego skład wchodzą w przewadze minerały glinokrzemianowe (plagioklazy, pirokseny i oliwiny w skałach typu anortozytu, gabra i bazaltu, a głębiej w skałach ultrazasadowych) otaczające niewielkie metaliczne żelazne jądro. Brak pola magnetycznego wskazuje na to, że jądro jest stałe. Izotopowy i wyliczony modelowy wiek skał księżycowych jest o kilkadziesiąt milionów lat młodszy od wieku Ziemi. Natomiast proporcje izotopów stałych w skałach księżycowych i ziemskich są podobne. W przypadku wielu układów planeta – księżyce przypuszcza się, że powstały one na etapie formowania się protoplanety w postaci wirującego dysku. Niektóre z satelitów mogą być obcymi obiektami kosmicznymi przelatującymi w pobliżu utworzonej już planety i przechwyconymi przez jej pole grawitacyjne. Coraz więcej faktów wskazuje jednak na odmienną genezę naszego Księżyca. Jest wielce prawdopodobne, że w wkrótce po powstaniu naszej planety uderzyło w nią skośnie wielkie (tylko ok. 10-krotnie mniejsze od Ziemi) ciało niebieskie. W wyniku kolizji nastąpiło wyrzucenie w przestrzeń okołoziemską materii pochodzącej głównie z zewnętrznych (uboższych w żelazo) warstw Ziemi, która szybko utworzyła Księżyc, a reszta energii impaktu spowodowała stopienie skał na całej powierzchni Ziemi. Taki model genezy zaskakująco dobrze tłumaczy wiele faktów dotyczących składu i mechaniki ruchu Księżyca i jest obecnie powszechnie akceptowany. Ze względu na skład, planety Układu Słonecznego tworzą trzy rodziny: bliższe Słońcu planety kamienne zbudowane z krzemianów i glinokrzemianów (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), nieco dalsze, leżące za pasem asteroid giganty gazowe Jowisz i Saturn, oraz najdalsze lodowe planety Uran i Neptun. Powstanie planet związane jest z procesami kondensacji (powstawania ciał ciekłych i stałych z gazu) i akrecji (łączenia się w coraz większe ciała ciekłe i stałe). Przypuszcza się, że gdy mgławica zamieniła się w wirujący dysk, w miarę jego stygnięcia kondensacja i akrecja doprowadziły do powstania protoplanet. Geochemiczne obliczenia termodynamiczne wskazują na to, że w miarę stygnięcia najbliżej Słońca mogły kondensować składniki zbudowane z Mg, Ca, Na, Si, Al, O, Fe i Ni, przy czym żelazo występowało w postaci utlenionej FeIII. Taki jest skład meteorytów z grupy chondrytów węglistych C-1 i przypuszcza się, 1. Elementy kosmochemii 10 że są one fragmentami pierwotnej materii słonecznej odpowiadającej składem protoplanetom, z których powstały Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Modelowanie komputerowe sugeruje, że proces akrecji był zakończony w przeciągu kilkudziesięciu milionów lat. Ponieważ w tym samym czasie powstało wiele większych i mniejszych ciał planetarnych, był to również okres wielokrotnych zderzeń i bombardowania powierzchni Ziemi, co niewątpliwie doprowadziło do jej całkowitego stopienia. Energii dostarczyły też pierwiastki promieniotwórcze, przemiany polimorficzne minerałów pod wpływem ciśnienia we wnętrzu Ziemi oraz procesy związane z powstawaniem ciężkiego jądra pod wpływem grawitacji. W rezultacie substancje gazowe ulotniły się tworząc atmosferę a wnętrze ziemi, głównie pod wpływem grawitacji, uległo dyferencjacji chemicznej na lżejsze warstwy zewnętrzne i cięższe metaliczne jądro. Powierzchnia pokryła się bazaltową skorupą, w obrębie której dopiero później bo ok. 4 mld lat temu, pod wpływem tektoniki kier, zaczęły się lokalnie formować lokalnie płyty skorupy kontynentalnej o średnim składzie chemicznym zbliżonym do skał andezytowych. Podsumowując, czym większą zdobywamy wiedzę na temat składu i ewolucji chemicznej wielkiego Wszechświata i naszego małego ziemskiego światka tym większe ogarnia nas zdumienie nad ich przedziwnością. Nasze ludzkie ciała różnią się diametralnie składem od średniego składu Wszechświata, dzięki czemu nie jesteśmy zwiewnymi gazowymi obłoczkami wodorowo-helowymi tylko mamy znacznie bardziej skomplikowane ludzkie wnętrze. Pierwiastki, które nas budują, powstały w niewyobrażalnie gorących warunkach we wnętrzu gwiazd, które zakończyły swoje istnienie kosmicznymi eksplozjami supernowych rozpraszając produkty swoich syntez w niewyobrażalnie lodowato-zimnej przestrzeni kosmicznej. Wreszcie lokalne zawirowania pustki kosmicznej doprowadziły do kondensacji i utworzenia Układu Słonecznego, w którym planeta Ziemia wybrała sobie nadzwyczaj specyficzne i odpowiadające naszemu istnieniu rozmiary, kształt i miejsce. Ziemia jest nie za wielka, przez co grawitacja nie zgniata nas na powierzchni, ani nie za mała, przez co siły grawitacyjne mogą utrzymać życiodajną atmosferę. Jest dość blisko Słońca, aby korzystać z jego życiodajnego ciepła, ale nie za blisko, żeby woda z oceanów nie wyparowała całkowicie do atmosfery. Orbita wokół Słońca jest niemal kolista a nachylenie osi obrotu Ziemi odpowiednie, aby sezonowe różnice klimatyczne pomiędzy latem a zimą zaistniały, ale aby nie były zbyt drastyczne. Istnienie ciekłego jądra zapewnia pole magnetyczne chroniące nas przed zabójczym wpływem różnorakiego promieniowania kosmicznego. A aktywne funkcjonowanie tektoniki kier zapewniło utworzenie płyt skorupy kontynentalnej, na której mogły się rozwinąć wyższe formy życia, w tym ludzie. W procesach powstawania skorupy kontynentalnej olbrzymią rolę odegrała biosfera ewoluując jednocześnie z całą kulą ziemską. W sumie, Ziemia to jeden wielki system procesów niezwykle ściśle ze sobą powiązanych i wzajemnie od siebie zależących, jakby to był jeden wielki organizm. Niezwykłość i piękno tego zjawiska budzi podziw czy zachwyt i zachęca do poznawania jego tajników. 1. Elementy kosmochemii 11 Pytania: Skąd biorą się pierwiastki we Wszechświecie? Dlaczego jednych pierwiastków jest więcej a innych mniej? W jaki sposób dowiadujemy się o składzie pierwiastkowym odległych gwiazd? Jeśli Wszechświat składa się głównie z H i He a inne pierwiastki powstają we wnętrzu gwiazd to jak pierwiastki znalazły się poza gwiazdami aby zbudować nas, całą Ziemię, Układ Słoneczny i inne obiekty międzygwiezdne? Czy skład Ziemi zaraz po powstaniu Układu Słonecznego był inny niż dzisiaj? W jaki sposób potrafimy ten skład odtworzyć? Co wiemy o składzie i pochodzeniu meteorytów?
