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 spektral-

nych 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 spektral-

nych światła gwiazd docierającego do Ziemi pozwala jakościowo i półilościowo oznaczyć skład pier-

wiastkowy atmosfery gwiazd. Gorące wnętrza gwiazd wysyłają światło białe (pełne widmo wszystkich

długości fal światła widzialnego). Światło to przechodząc przez chłodniejsze zewnętrzne warstwy atmos-

fery 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 pierwiast-

kach 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 że-

lazne. Meteoryty kamienne szczególnie przyczyniły się do naszego zrozumienia historii Układu Słonecz-

nego 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 niebie-

skich, 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 meteory-

ty 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 Wi-

dmannstättena i linie Neumanna.

Meteoryty kamienne zbudowane są w przewadze z minerałów krzemianowych i glinokrzemiano-

wych, głównie z grupy oliwinów, piroksenów i plagioklazów, czasem z domieszką stopów żelazo-

niklowych podobnych do tych w meteorytach żelaznych. Wyróżniono wiele odmian meteorytów kamien-

nych, ale współczesny podział na chondryty i achondryty opiera się przede wszystkim o genezę odtwo-

rzoną 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 chon-

drytach spotykamy zazwyczaj kuliste formy wielkości rzędu milimetrów zwane chondrami. W badaniach

geochemicznych największe znaczenie mają meteoryty z grupy chondrytów węglistych (typu C). W prze-

ciwieństwie do innych meteorytów zawierają one nie tylko glinokrzemianowe minerały wysokotempera-

turowe 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 wyka-

zuje ich wiek na ok. 4,5 miliarda lat, zbliżony do wieku Układu Słonecznego. Dlatego uważa się, że re-

prezentują 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 ma-

terii, 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 wystę-

powania pierwiastków we Wszechświecie. Już pobieżna analiza kształtu wykresu nasuwa wiele pytań.

Dlaczego we Wszechświecie najwięcej jest wodoru H i helu He? Dlaczego zawartość pierwiastków male-

je 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 nieproporcjonal-

nie 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 parzy-

stej 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 głów-

nie 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). Pod-

czas gdy ten proces przebiega w centralnych częściach gwiazdy, bliżej jej powierzchni trwa nadal „spala-

nie” 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 nie-

słychanie wysoką temperaturę mogą zapewnić warunki syntezy pierwiastków ciężkich. Maksymalna

temperatura gwiazdy jest proporcjonalna zazwyczaj do jej rozmiarów (Tab. 1-1). Nasze Słońce jest zdol-

ne 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.

temp. gwiazdy

przykładowe reakcje

1

107 K

H => He

2

108 K

He => C, O

3

5 x 108 K

C, O => Si

4

5 x 109 K

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 nu-

kleonów 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 zasię-

gu 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 wy-

dziela się podczas łączenia się nukleonów w jądro atomowe. Słynne równanie Einsteina E=mc

2

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 po-

między 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

[u]

Liczba

nukleonów

Energia wiązania na

jeden nukleon

[MeV]

Deuter

2

H

2,0159

2,0136

0,0023

2

1,07

Hel

4

He

4,0319

4,0015

0,0304

4

7,07

Beryl

9

Be

9,0724

9,0100

0,062

9

6,46

Żelazo

56

Fe

56,4491

55,9207

0,5284

56

8,79

Srebro

107

Ag

107,8619

106,8793

0,9826

107

8,55

Ołów

206

Pb

207,6711

205,9295

1,7416

206

7,88

Uran, izotop

235

U

236,9085

234,9935

1,9150

235

7,59

Atomowa jednostka masy u jest równoważna energii 931,49432 MeV

1. Elementy kosmochemii

7

Przyczyną większego rozpowszechnienia nuklidów o parzystej liczbie atomowej jest stabilność ich ją-

dra atomowego. Kombinacje parzystych ilości protonów i neutronów powodują lepszy rozkład sił w ją-

drze 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 bi-

lans 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 nukle-

onów 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 pierwiast-

ków 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 ją-

drowych 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 wy-

tworzyć 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 energe-

tycznie. 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 ma-

sie 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

10

11

jasności gwiazd i cała materia gwiazdy wraz z wytworzonymi w jej wnętrzu nowymi atomami róż-

nych pierwiastków jest wyrzucana na wszystkie strony z wielką prędkością. Wybuch supernowej, będąc

źródłem olbrzymiej ilości neutronów, przyczynia się też do wytworzenia atomów najcięższych pierwiast-

ków: 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 Sło-

necznym. Trudno jednoznacznie ocenić na ile to jest nasze subiektywne wrażenie wynikające z egocen-

tryzmu i z dokładniejszej wiedzy na temat naszej planety w stosunku do pozostałych planet Układu. Jed-

nak obecność życia i związana z tym wysoka zawartość tlenu w atmosferze, obecność oceanów czy ak-

tywność 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 geo-

chemiczne odgrywają największą rolę. W ostatnich latach szczególnie wiele informacji na temat rekon-

strukcji 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 syme-

trycznie względem Ziemi, lecz biegnie pod kątem 23,4

o

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 mi-

nerały glinokrzemianowe (plagioklazy, pirokseny i oliwiny w skałach typu anortozytu, gabra i bazaltu, a

głębiej w skałach ultrazasadowych) otaczające niewielkie metaliczne żelazne jądro. Brak pola magne-

tycznego 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 ska-

łach 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 sateli-

tów mogą być obcymi obiektami kosmicznymi przelatującymi w pobliżu utworzonej już planety i prze-

chwyconymi przez jej pole grawitacyjne. Coraz więcej faktów wskazuje jednak na odmienną genezę na-

szego 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 żela-

zo) 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 kamien-

ne 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. Powsta-

nie 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 wi-

rujący dysk, w miarę jego stygnięcia kondensacja i akrecja doprowadziły do powstania protoplanet. Geo-

chemiczne 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 Fe

III

. 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 prze-

dziwnością. Nasze ludzkie ciała różnią się diametralnie składem od średniego składu Wszechświata, dzię-

ki czemu nie jesteśmy zwiewnymi gazowymi obłoczkami wodorowo-helowymi tylko mamy znacznie

bardziej skomplikowane ludzkie wnętrze. Pierwiastki, które nas budują, powstały w niewyobrażalnie go-

rących warunkach we wnętrzu gwiazd, które zakończyły swoje istnienie kosmicznymi eksplozjami su-

pernowych rozpraszając produkty swoich syntez w niewyobrażalnie lodowato-zimnej przestrzeni ko-

smicznej. 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 zapew-

niło 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?