Wykłady z Geochemii Ogólnej

Wykłady z Geochemii Ogólnej

III rok WGGiOŚ AGH

2009/10

dr hab. inż. Maciej Manecki

A-0 p.24

www.geol.agh.edu.pl/~mmanecki

ELEMENTY

KOSMOCHEMII

ELEMENTY

KOSMOCHEMII

Nasza wiedza o składzie materii

Wszechświata pochodzi z dwóch

źródeł:

• z pomiarów widm spektralnych

światła gwiazd i słońc

• z analiz meteorytów

Nasza wiedza o składzie materii

Wszechświata pochodzi z dwóch

źródeł:

• z pomiarów widm spektralnych

światła gwiazd i słońc

• z analiz meteorytów

Gorące wnętrza gwiazd wysyłają światło białe.

Światło to przechodząc przez chłodniejsze

zewnętrzne warstwy atmosfery gwiazdy ulega

częściowej absorpcji – w widmie światła białego

docierającego do Ziemi brakuje linii

charakterystycznych dla pierwiastków, dla

których zaszła absorpcja (linie Franhofera).

Uważa się, że atmosfera gwiazd reprezentuje

skład substancji, z której gwiazda powstała.

Gorące wnętrza gwiazd wysyłają światło białe.

Światło to przechodząc przez chłodniejsze

zewnętrzne warstwy atmosfery gwiazdy ulega

częściowej absorpcji – w widmie światła białego

docierającego do Ziemi brakuje linii

charakterystycznych dla pierwiastków, dla

których zaszła absorpcja (linie Franhofera).

Uważa się, że atmosfera gwiazd reprezentuje

skład substancji, z której gwiazda powstała.

„Spadające gwiazdy” w sierpniową noc to są

rozbłyski okruchów kosmicznej materii

spadających na Ziemię. Większość z nich ulega

całkowitemu spaleniu, ale niektóre z nich (ok.

1%) spadają na powierzchnię ziemi jako

meteoryty. W zależności od składu

rozróżniamy dwie główne grupy meteorytów:

kamienne (chondryty i achondryty) i żelazne.

„Spadające gwiazdy” w sierpniową noc to są

rozbłyski okruchów kosmicznej materii

spadających na Ziemię. Większość z nich ulega

całkowitemu spaleniu, ale niektóre z nich (ok.

1%) spadają na powierzchnię ziemi jako

meteoryty. W zależności od składu

rozróżniamy dwie główne grupy meteorytów:

kamienne (chondryty i achondryty) i żelazne.

Canyon Diablo w Arizonie

Meteoryt kamienny

Meteoryt żelazny

Rozprzestrzenienie pierwiastków

w Układzie Słonecznym

i Wszechświecie.

NUKLEOSYNTEZA

Rozprzestrzenienie pierwiastków

w Układzie Słonecznym

i Wszechświecie.

NUKLEOSYNTEZA

Uważa się, że Wszechświat zaraz po

powstaniu (pierwsze 3 minuty) składał się

głównie z jąder wodoru, być może z

niewielkim dodatkiem jąder helu. Wszystkie

pozostałe pierwiastki powstały później we

wnętrzu gwiazd z H i He w procesach

towarzyszących ewolucji gwiazd i

Wszechświata. Proces ten nie jest zbyt

wydajny i dlatego wciąż H i He dominują jako

składniki Wszechświata.

Uważa się, że Wszechświat zaraz po

powstaniu (pierwsze 3 minuty) składał się

głównie z jąder wodoru, być może z

niewielkim dodatkiem jąder helu. Wszystkie

pozostałe pierwiastki powstały później we

wnętrzu gwiazd z H i He w procesach

towarzyszących ewolucji gwiazd i

Wszechświata. Proces ten nie jest zbyt

wydajny i dlatego wciąż H i He dominują jako

składniki Wszechświata.

Większość pierwiastków od He do Fe powstaje

na drodze syntezy termojądrowej (fuzji). Tylko

wnętrza gwiazd ze swoją olbrzymią gęstością i

niesłychanie wysoką temperaturą mogą być

środowiskiem zapewniającym warunki takiej

syntezie. Cięższe pierwiastki wymagają do

swego utworzenia na drodze syntezy termo-

jądrowej coraz większych energii, i dlatego są

coraz mniej liczne. Pierwiastki cięższe od Fe nie

mogą powstać na drodze syntezy.

Większość pierwiastków od He do Fe powstaje

na drodze syntezy termojądrowej (fuzji). Tylko

wnętrza gwiazd ze swoją olbrzymią gęstością i

niesłychanie wysoką temperaturą mogą być

środowiskiem zapewniającym warunki takiej

syntezie. Cięższe pierwiastki wymagają do

swego utworzenia na drodze syntezy termo-

jądrowej coraz większych energii, i dlatego są

coraz mniej liczne. Pierwiastki cięższe od Fe nie

mogą powstać na drodze syntezy.

Maksymalna temperatura gwiazdy zależy od jej

rozmiarów, a wiec tylko największe gwiazdy mogą

być źródłem pierwiastków ciężkich:

temp. gwiazdy

przykładowe reakcje

1

10

7

K

H => He

2

10

8

K

He => C, O

3

2 x 10

8

K

C, O => Si

4

3 x 10

9

K

Si => Fe

Nasze Słońce jest zdolne do reakcji 1 i 2. Aby

powstało Fe masa gwiazdy musi być ok. 30 razy
większa.

Maksymalna temperatura gwiazdy zależy od jej

rozmiarów, a wiec tylko największe gwiazdy mogą

być źródłem pierwiastków ciężkich:

temp. gwiazdy

przykładowe reakcje

1

10

7

K

H => He

2

10

8

K

He => C, O

3

2 x 10

8

K

C, O => Si

4

3 x 10

9

K

Si => Fe

Nasze Słońce jest zdolne do reakcji 1 i 2. Aby

powstało Fe masa gwiazdy musi być ok. 30 razy
większa.

Reakcja syntezy

termojądrowej nie jest

odpowiedzialna za

powstanie wszystkich

pierwiastków.

Reakcja syntezy

termojądrowej nie jest

odpowiedzialna za

powstanie wszystkich

pierwiastków.

Li, Be, i B powstają raczej z rozpadu C i O pod

wpływem promieniowania kosmicznego. To tłumaczy

ich nieproporcjonalnie niską liczebność we

Wszechświecie.

Li, Be, i B powstają raczej z rozpadu C i O pod

wpływem promieniowania kosmicznego. To tłumaczy

ich nieproporcjonalnie niską liczebność we

Wszechświecie.

Żelazo i ołów są szczególnie trwałymi

pierwiastkami: optymalna ilość protonów i

neutronów zapewnia bilans energetyczny

kompensacji sił przyciągania i odpychania

w jądrze atomowym. To tłumaczy

nieproporcjonalnie wysoką zawartość

żelaza (i sąsiednich pierwiastków) we

Wszechświecie.

Żelazo i ołów są szczególnie trwałymi

pierwiastkami: optymalna ilość protonów i

neutronów zapewnia bilans energetyczny

kompensacji sił przyciągania i odpychania

w jądrze atomowym. To tłumaczy

nieproporcjonalnie wysoką zawartość

żelaza (i sąsiednich pierwiastków) we

Wszechświecie.

Przyczyną

większego

rozpowszechnienia

nuklidów o parzystej liczbie atomowej jest

stabilność ich jądra atomowego. Protonom i

neutronom w jądrze atomowym można przypisać

poziomy energetyczne (powłoki) analogicznie do

mechaniki kwantowej orbitali

elektronowych.

Poziomy energetyczne w jądrze, które są zajęte

przez 2 protony czy neutrony, są bardziej stabilne.

Zwiększa to prawdopodobieństwo powstania i

przetrwania nuklidu.

Przyczyną

większego

rozpowszechnienia

nuklidów o parzystej liczbie atomowej jest

stabilność ich jądra atomowego. Protonom i

neutronom w jądrze atomowym można przypisać

poziomy energetyczne (powłoki) analogicznie do

mechaniki kwantowej orbitali

elektronowych.

Poziomy energetyczne w jądrze, które są zajęte

przez 2 protony czy neutrony, są bardziej stabilne.

Zwiększa to prawdopodobieństwo powstania i

przetrwania nuklidu.

Protony i

neutrony w

jądrze atomowym

przyciągają się

silnymi

oddziaływaniami

bliskiego zasięgu.

Protony i

neutrony w

jądrze atomowym

przyciągają się

silnymi

oddziaływaniami

bliskiego zasięgu.

Te oddziaływania kompensują elektrostatyczne siły

odpychania się protonów.

Te oddziaływania kompensują elektrostatyczne siły

odpychania się protonów.

Termojądrowa

reakcja łączenia

się lekkich

pierwiastków w

cięższe jest

egzotermiczna i

prowadzi do

powstania

produktów o

niższej energii.

Termojądrowa

reakcja łączenia

się lekkich

pierwiastków w

cięższe jest

egzotermiczna i

prowadzi do

powstania

produktów o

niższej energii.

W taki sposób powstają pierwiastki lekkie (o liczbie

atomowej poniżej żelaza).

W taki sposób powstają pierwiastki lekkie (o liczbie

atomowej poniżej żelaza).

Łączenie się

pierwiastków

ciężkich nie jest

już jednak

reakcją

egzotermiczną i

nie może zajść

samorzutnie.

Łączenie się

pierwiastków

ciężkich nie jest

już jednak

reakcją

egzotermiczną i

nie może zajść

samorzutnie.

Przeciwnie, to właśnie ich rozpad z wydzieleniem

promieniowania jest reakcją egzotermiczną (reaktory i

bomby jądrowe).

Przeciwnie, to właśnie ich rozpad z wydzieleniem

promieniowania jest reakcją egzotermiczną (reaktory i

bomby jądrowe).

Nawet największe gwiazdy nie mogą

wytworzyć dość energii do syntezy pierwiastków

cięższych niż żelazo. Powstają one na drodze

złożonego procesu polegającego na

wychwytywaniu neutronów przez jądra lekkich

pierwiastków. Następnie rozpad promienio-

twórczy (przemiana β) niestabilnych nuklidów

prowadzi do powstania pierwiastków o masie

atomowej większej niż żelazo.

Nawet największe gwiazdy nie mogą

wytworzyć dość energii do syntezy pierwiastków

cięższych niż żelazo. Powstają one na drodze

złożonego procesu polegającego na

wychwytywaniu neutronów przez jądra lekkich

pierwiastków. Następnie rozpad promienio-

twórczy (przemiana β) niestabilnych nuklidów

prowadzi do powstania pierwiastków o masie

atomowej większej niż żelazo.

Kiedy mała gwiazda (jak nasze Słońce) 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 czy tygodni jej jasność

urasta do około 10

11

jasności gwiazd i materia

gwiazdy jest wyrzucana na wszystkie strony z

wielką prędkością.

Kiedy mała gwiazda (jak nasze Słońce) 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 czy tygodni jej jasność

urasta do około 10

11

jasności gwiazd i materia

gwiazdy jest wyrzucana na wszystkie strony z

wielką prędkością.

Wybuch supernowej przyczynia się do

powstania najcięższych pierwiastków (U, Th,

Pu...) będąc źródłem olbrzymiej ilości

neutronów. Jednocześnie pierwiastki utworzone

w czasie ewolucji gwiazdy są wyrzucane w

kosmos wchodząc odtąd w skład innych

obiektów we wszechświecie. Każdy z nas ma

takie „kawałeczki” gwiazd w sobie.

Wybuch supernowej przyczynia się do

powstania najcięższych pierwiastków (U, Th,

Pu...) będąc źródłem olbrzymiej ilości

neutronów. Jednocześnie pierwiastki utworzone

w czasie ewolucji gwiazdy są wyrzucane w

kosmos wchodząc odtąd w skład innych

obiektów we wszechświecie. Każdy z nas ma

takie „kawałeczki” gwiazd w sobie.

KONIEC

KONIEC

Zakład Mineralogii,

Zakład Mineralogii,

Petrografii i

Petrografii i

Geochemii AGH

Geochemii AGH