Geokemi. Victor Moritz Goldschmidt ( ) Forelæsning 1 Kosmokemi: Grundstoffernes og Jordens dannelse og sammensætning

Transkript

1 Geokemi The basic problem of geochemistry is to determine the quantitative chemical composition of the Earth and to find the laws which underlie the frequency and distribution of the various elements in nature Victor Moritz Goldschmidt ( ) F1 1 Forelæsning 1 Kosmokemi: Grundstoffernes og Jordens dannelse og sammensætning Forelæsning: Universets, Solsystemets og Jordens dannelse, Grundstoffernes dannelse (atomkernesyntese) i solsystemets store fabriker (stjernerne) CI kulchondrit: stenmeteorit af det mest primitive, oprindelige materiale i solsystemet Solsystemets og Jordens sammensætning Øvelse: Jordens og CI kulchondrits sammensætning F1 2

2 F1 3 Grundstoffer A = Z + N hvor: A = atommassen; Z = antal protoner (atom nummer); N = antal neutroner Der er et grundstof for hvert Z (Z=1: H; Z=2: He; Z=3: Li etc.) Der kan være flere isotoper af hvert grundstof afhænging af antallet af neutroner (N), f.eks.: 1 H (brint): Z=1, N=0 2 H (deuterium): Z=1, N=1 F1 4 Big Bang: dannelse af H og He Ifølge Big Bang og Expanding Universe teorien eksploderede universets substans for c. 15 milliarder år siden (15 Ga) Mindre end et splitsekund (10-32 sek) derefter bestod Universet masse af en quark suppe (sub-atomare partikler) Få sekender efter Big Bang dannedes brint (H, Z=1) og helium (He, Z=2) atomkerner (fra quarks) [Big Bang atomkernesyntese] C. 1 milllion år efter Big Bang dannedes enorme gas- og støvskyer (nebula) der bestod af c. 98% H og 2% He Derefter dannedes de første stjerner (protostjerner) i centrum af roterende gas- og støvskyer. Det er i disse protostjerner at tungere grundstoffer dannes ved fusion af atomkerner [stjerne atomkernesyntese] Meget senere, for c. 5 Ga, siden dannedes Solsystemet

3 F1 5 Atomkernesyntese Der findes fire fabrikker i Universet der på hver deres måde producerer grundstoffer ved fusion atomkerner: 1. Ved Big Bang dannedes brint (H, Z=1) og helium (He, Z=2) atomkerner (fra quarks), ikke andet! Denne produktion stoppede nogle få år efter Big Bang! Idag udgør andelen af grundstoffer tungere end He c. 1% af den samlede synlige stofmængde i universet. Af solsystemets samlede masse er 99.9% koncentreret i Solen, primært som H. 2. I stjernernes atomkernefabrikker dannes grundstofferne fra He (Z=2) til Fe (Z=26) under ekstremt høj temperatur og tryk 3. Grundstoffer tungere end Fe dannes ved det største fyrværkeri af alle... supernova eksplosioner 4. Li og Be dannes kontinuert ved kosmisk stråling i rummet (De 3 sidste fabrikker er i fuld produktion idag) Stjerne atomkernesyntese I Stjerner lyser fordi der frigives energi fra exotermisk nuklearsyntese (fusion) i kernen Små og mellemstore stjerner (f.eks. Solen!) er kolde og lyser svagt (rød-gul) Store stjerner er varme og lyser kraftigt (hvidt og blåt) Stjernernes atomkerne- syntese afhænger af størrelse og temperatur F1 6

4 Stjerne atomkernesyntese II De nukleare fusionsprocesser er komplekse og tæt knyttet til en stjernes udvikling. Meget forenklet kan det beskrives således: Ved kollaps af gas- og støvnebula dannes en stjerne hvor temperaturen og densiteten øges. Det medfører Proton-Proton fusion (kaldet Hydrogen forbrænding) og frigivelse af energi: Derved dannes He. Når H er opbrugt stopper processen. Den indre del af stjernen kollapser og temperaturen øges yderligere, mens den ydre del ekspanderer. Hvis temperaturen i kernen når 10 8 K påbegyndes He He fusion (He forbrænding): He forbrænding producerer bl.a. 12 C, 16 O, og 24 Mg ( 8 Be er ustabil) F1 7 Stjerne atomkernesyntese III Når He er opbrugt stopper nuklearsyntesen i mindre stjerner (som f.eks. Solen). Det skyldes, at tyngdekraften ikke er stor nok til at overvinde protoners frastødning (Coulomb kraften). I store stjerner (>4 x Solens masse) sker påny en kollaps som medfører temperaturstigning og yderligere fusion af atomkerner... og så fremdeles. Grundstoffer op til Fe (Z=26, A=56) dannes på denne måde som antydet i figuren til højre F1 8

5 Stjerne atomkernesyntese III F1 9 Stjerne atomkernesyntese IV Atomkernen af Jern har den største nukleare bindingsenergi af alle grundstoffer. Fusion frigiver derfor kun energi for atommasser <56, men forbruger energi for masser >56. Det er grunden til at den stellare atomkernesyntese stopper ved Fe. Bindingsenergi per atomkerne (MeV) 56 Fe fusion exotermisk fusion endotermisk F1 10 Atommasse ( A)

6 Stjerne atomkernesyntese V Når en stjernes kerne er omdannet til Fe stopper den nukleare fusion: balancen mellem tyngde-drevet kollaps af kernen og termisk ekspansion af den ydre del ødelægges. Det medfører en katastrofal død i form af et ultimativt fyrværkeri: en supernova eksplosion (kun for stjerner med >8x Solens masse) F1 11 Ufattelige energimængder (>200 x den energi Solen har udsendt i dens knap 5 Ga levetid!) frigøres i løbet af få sekunder I denne process disintegreres størsteparten af stjernens grundstoffer (ikke overaskende) til He, H og neutroner Netop disse neutroner er nøglen til dannelsen af grundstoffer tungere end Fe... næste dias Stjerne atomkernesyntese VI Da neutroner er neutrale, per definition, skal de ikke overvinde coulomb frastødningskraften, for at fusionere med en atomkerne Indfangning af neutroner (eng: neutron capture) i de atomkerner der har overlevet supernovaeksplosionen danner tungere, men ustabile grundstoffer (r-process: rapid neutron capture) Beta henfald omdanner neutroner til protoner: stabile grundstoffer dannes F1 12

7 Stjerne atomkernesyntese VII Grundstoffer med magiske atommasser (A): 12, 16, 20, 24, 28, 32, 40, og 56 forekommer hyppigere i Solsystemet end nabo grundstoffer p.g.a alfa partiklers (kernen af He) betydning i nuklearsyntesen F1 13 stellar nuklearsyntese Atomkerne diagrammet Diagrammet viser protroner og neutroner i atomkerner i Universet. Det sorte bånd i midten er stabile atomkerner. Det brede bånd af blå, grønne og gule farver er ustabile atomkerner der henfalder i løbet af sekunder. Antal protroner (Z) F1 14 Antal neutroner (N)

8 Solsystemets og Jordens tilblivelse I Nebula (gas- og støvskyer) i rummet Text Foto fra Hubble Space Telscope. Gas skyer er oplyst af stjerner F1 15 J. Hester and P. Scowen/NASA Solsystemets og Jordens tilblivelse II Text Forming the solar system, according to the nebula hypothesis: A second- or third-generation nebula forms from hydrogen and helium left over from the big bang, as well as from heavier elements that were produced by fusion reactions in stars or during explosion of stars. F1 16 The nebula condenses into a swirling disc, with a central ball surrounded by rings. Solsystemet dannedes for c. 5 Ga siden

9 Solsystemets og Jordens tilblivelse III The ball at the center grows dense and hot enough for fusion reactions to begin. It becomes the Sun. Dust (solid particles) condenses in the rings. Dust particles collide and stick together, forming planetesimals. F1 17 Solsystemets og Jordens tilblivelse IV Gravity reshapes the proto-earth into a sphere. The interior of the Earth separates into a core and mantle. F1 18 Forming the planets from planetesimals: Planetesimals grow by continuous collisions. Gradually, an irregularly shaped proto-earth develops. The interior heats up and becomes soft. Jorden dannedes for c. 4.6 Ga siden

10 Solsystemets og Jordens tilblivelse V Soon after Earth forms, a small planet collides with it, blasting debris that forms a ring around the Earth. The Moon forms from the ring of debris. F1 19 Solsystemets og Jordens tilblivelse VI Eventually, the atmosphere develops from volcanic gases. When the Earth becomes cool enough, moisture condenses and rains to create the oceans. F1 20

11 Opsummering: Universet dannes ved Big Bang for 15 Ga siden Umiddelbart derefter består Universets af subatomare partikler ( quark suppe ) C. 1 milllion år efter Big Bang var enorme gas- og støvskyer (nebula) bestående af c. 98% H og 2% He dannet Derefter dannedes protostjerner der producerede tungere grundstoffer ved fusion af atomkerner (Z= 6-26, C-Fe) og indfangning af neutroner (Z>26, Fe) Solsystemet dannedes for c. 5 Ga siden, fra en støv- og gassky der indeholdt de 92 grundstoffer vi kender på Jorden Jorden dannedes for c. 4.6 Ga siden F1 21 Solsystemets sammensætning I Kan bestemmes på 2 måder: I) Spektralanalyser af lyset i Solens ydre del (som antages at repræsentere den originale sammensætning) II) Meteorit data (kemisk analyse) F1 22

12 Solsystemets sammensætning II Observationer: i) negativ anomali for Li, Be & B [dannes ikke i stjerne atomkernesyntesen] ii) positiv anomali ved Fe [=max nuklear bindingsenergi] iii) lige atomnumre er hyppigere end ulige atomnumre iv) 99% af solsystemets masse består af H og He e Cr Mn F1 23 Solsystemets sammensætning IV: meteorit data Meteoritter kan deles ind i 2 grupper: - primitive (chondritter og kulchondritter) - heraf er kulchrondrit mest primitiv og en speciel type, der antages at repræsentere den mest primitive, originale sammensætning af Solsystemet - udviklede (achondritter og jernmeteoritter) - repræsenterer segregering af henholdsvis silikat- og metalsmelter fra primitive chondritter F1 24

13 Solsystemets sammensætning III: meteorit data De fleste metoritter kommer fra asteroidebæltet og er dannet ved kollision. De repræsenterer planetisimalt materiale Der registreres i gns. 5 meteorit fald pr. år på Jorden chondrit kulchondrit chondrule kulchondriter er sortgrå og porøse F1 25 jernmeteorit Solsystemets sammensætning V Kulchondriter, specielt CIkulchondrit som Allende meteoriten, er de mest primitive meteoriter der findes, og det antages at de repræsenterer solsystemets sammensætning Med undtagelse af H, He og de mest volatile grundstoffer er der en meget overbevisende korrelation mellem CI kulchondrit og Solsystemets sammensætning fra spektralanalyser F1 26

14 Jordens sammensætning I Kondensering af Solsystemets nebula er resultatet af faldende temp. Nøglen til at forstå fordelingen af grundstoffer i Solsystemet er grundstoffernes volatilitet = deres præference for gasfase fremfor fast stof. - volatile grundstoffer (f.eks. ædelgasser, He, H, N) overgår til gasfase ved relativ lav temperatur (f.eks. 3K for He) - modstandsdygtige grundstoffer (eng.= refractory; f.eks. Al, Si) forbliver i fast form ved høj temperatur (f.eks. 1650K for Al) - moderat volatile grundstoffer er midt imellem ovenstående endeled (f.eks. 970K for Na) F1 27 Volatiliteten kvantificeres ved den temperatur hvor 50% af grundstoffet er kondenseret til fast stof (=kondensationstemperatur) Jordens sammensætning II Temperatur i det tidlige solsystems nebula F1 28

15 Jordens sammensætning II De indre, Jord-lignende planeter (Merkur, Venus, Jorden og Mars) er dannet fra relativt varmt planetisimalt materiale der har mistet volatile grundstoffer De ydre, gasholdige planeter er dannet fra relativt koldt stjernestøv domineret af volatile grundstoffer De Jord-lignende planeter udgør % af Solsystemets masse F1 29 Jordens sammensætning III Bulk Jord/Solsystemet Bulk Jord/CI Chondrit CI Chondrit/solsystemet meget modstandsdygtige modstandsdygtige ("refractory") Ilt har varierende volatilitet Ekstremt volatile Nb Hf Ti Sr Zr Be Ir As Pt Y Co Ni Sc Ta La Lu Cr Dy Gd V T Si Eu M B Se M Na Sb Zn Sn Ag Rb Pb Hg Cl In Cd N He Ar Xe Mo W Rh Au Os U Th Ba Fe Ce Ca Ru Re Al Pd P Nd Tb Er Pr Ho Sm Yb Li T moderat volatile S Ga Cu K Ge F O Cs volatile I Br Tl Bi C H Ne Kr F1 30 høj kondensationstemperatur lav kondensationstemperatur NB! Data er normaliseret til ens Si indhold

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