Poměr K-U - K-U ratio

The Poměr K / U je poměr mírně volatilní živel, draslík (K), na vysoce žáruvzdorný prvek, uran (U). Je to užitečný způsob, jak měřit přítomnost těkavých prvků na planetárních površích. Poměr K / U pomáhá vysvětlit vývoj planetárního systému a původ zemského měsíce.

Těkavé a žáruvzdorné prvky

Hlavní článek: Těkavé látky
Hlavní článek: Žáruvzdorné (planetární věda)

v planetární věda, těkavé látky jsou skupina chemických prvků a chemické sloučeniny s nízké teploty varu které jsou spojeny s a planeta je nebo měsíc je kůra nebo atmosféra.

Mezi příklady velmi nízké teploty varu patří dusík, voda, oxid uhličitý, amoniak, vodík, metan a oxid siřičitý.

Na rozdíl od těkavých látek jsou prvky a sloučeniny s vysokou teplotou varu známé jako žáruvzdorný látky.[1]

Prvky lze rozdělit do několika kategorií:

KategorieBod varuElementy
Super žáruvzdornývyšší než 1700KRe, Os, W, Zr a Hf
Žáruvzdornýmezi 1500–1700 tisAl, Sc, Ca, Ti, Th, Lu, Tb, Dy, Ho, Er, Tm, Ir, Ru, Mo, U, Sm, Nd a La
Středně žáruvzdorný1300 až 1 500 tisNb, Be, V, Ce, Yb, Pt, Fe, Co, Ni, Pd, Mg, Eu, Si, Cr
Mírně volatilní1100–1300KAu, P, Li, Sr, Mn, Cu a Ba
Nestálý700–1100 tisRb, Cs, K, Ag, Na, B, Ga, Sn, Se a S
Velmi nestálýméně než 700 tisPb, In, Bi a Tl

[2]

Na základě dostupných dat, která jsou pro Mars řídká a pro Venuše velmi nejistá, se pak tři vnitřní planety postupně snižují v K přecházející z Marsu na Zemi k Venuši.[3]

Planetární gama spektrometry

Hlavní článek: Gama spektrometr

Některé prvky jako draslík, uran a thorium jsou přirozeně radioaktivní a při rozpadu vydávají paprsky gama. Elektromagnetické záření z těchto izotopů lze detekovat pomocí a Gama spektrometr (GRS) klesl k povrchu planety nebo pozorován z oběžné dráhy. Orbitální nástroj může mapovat povrchové rozložení mnoha prvků pro celou planetu.

Bezpilotní kosmické programy jako např Venera a Program Vega přiletěli na Venuši a poslali zpět odhady poměru K / U povrchových hornin.[4]

The Lunární prospektor mise použila GRS k mapování Měsíce Země.

Chcete-li určit elementární složení povrchu Marsu, Mars Odyssey použil GRS a dva detektory neutronů.

Tyto hodnoty GRS lze srovnávat s přímými elementárními měřeními chondrity vzorky meteoritů, Země a Měsíce přivezené z Program Apollo mise, stejně jako meteority, o nichž se předpokládá, že pocházely z Marsu.[5]

Poměry těles sluneční soustavy

Sluneční Soustava

K a U se pohybují společně během geochemických procesů a mají radioizotopy s dlouhou životností, které emitují gama paprsky.[6] Vypočítává se jako poměr jednoho k druhému na základě stejné hmotnosti, což je často .

To vytváří přesvědčivé vysvětlení pro vývoj sluneční soustavy.

KomponentPoměry K / U
RtuťNejistý
Venuše7,000
Země12,000
Měsíc2,500
Mars18,000
Obyčejný chondrit meteority63,000
Uhlíkatý chondrit meteority70,000

Tento výsledek je v souladu s rostoucí teplotou ke slunci během jeho raného rána protoplanetární mlhovina fáze.[6]

Teplota v počátečním stádiu formování sluneční soustavy byla ve vzdálenosti Země od Slunce vyšší než 1 000 K a ve vzdálenostech Jupitera a Saturnu pouhých 200–100 K.

Země

Kůra, horní plášť (MORB) a spodní plášť

Při vysokých teplotách na Zemi by v těle nebyly žádné těkavé látky pevné skupenství a prach by byl tvořen silikátem a kovem.[7]

The Kontinentální kůra a spodní plášť mají průměrné hodnoty K / U asi 12 000. středooceánský hřeben čediče (MORB) nebo horní plášť mají více těkavých látek a mají poměr K / U přibližně 19 000.[3]

Vyčerpání těkavých látek vysvětluje, proč je obsah sodíku (těkavý) na Zemi asi 10% obsahu vápníku (žáruvzdorného), a to navzdory podobnému množství chondritů.[6][7]

Původ zemského měsíce

Hlavní článek: Hypotéza obrovských dopadů

Měsíc vyniká jako velmi vyčerpaný těkavými látkami.[8]

Měsíci chybí nejen voda a atmosférické plyny, ale také středně těkavé prvky, jako jsou K, Na a Cl. Poměr K / U Země je 12 000, zatímco Měsíc má poměr K / U pouze 2 000.[6] Tento rozdíl naznačuje, že materiál, který formoval Měsíc, byl vystaven teplotám podstatně vyšším než Země.

Převládající teorie spočívá v tom, že Měsíc se vytvořil z trosek, které zbyly po srážce Země a astronomického tělesa o velikosti Marsu, přibližně před 4,5 miliardami let, přibližně 20 až 100 milionů let po Sluneční Soustava splynul.[9] Tomu se říká Hypotéza obrovských dopadů.

Předpokládá se, že by se většina vnějších silikátů srážejícího se tělesa odpařila, zatímco kovové jádro by ne. Většina kolizního materiálu vyslaného na oběžnou dráhu by tedy sestávala z křemičitanů, které by splňovaly Měsíc s nedostatkem železa. Těkavější materiály, které byly emitovány během srážky, by pravděpodobně unikly sluneční soustavě, zatímco křemičitany by měly tendenci se spojovat.[10]

Poměry těkavých prvků Měsíce nejsou vysvětleny hypotézou obřího dopadu. Pokud je hypotéza dopadu obra správná, musí být způsobena nějakou jinou příčinou.[11]

Meteority

Dál od slunce byla teplota dostatečně nízká, aby se těkavé prvky vysrážely jako ledy.[7] Oba jsou odděleny a sněžná čára řízeno rozložením teploty kolem Slunce.

Uhlíkaté chondrity, které jsou nejdále od slunce, mají nejvyšší poměry K / U. Obyčejné chondrity, které se tvoří blíže, jsou v K vyčerpány pouze o 10% ve srovnání s U.

Jemnozrnná matice, která vyplňuje mezery mezi chondrule Zdá se však, že se formovaly při různých teplotách v různých třídách chondritů. Z tohoto důvodu se mohou těkavé počty různých tříd chondritů lišit. Jednou zvláště důležitou třídou jsou uhlíkaté chondrity kvůli jejich vysokému obsahu uhlíku. V těchto meteoritech chondruly koexistují s minerály, které jsou stabilní pouze pod 100 ° C, takže obsahují materiály, které se vytvořily v prostředí s vysokou i nízkou teplotou a byly později shromážděny společně. Další důkazy o prvotních vlastnostech uhlíkatých chondritů vycházejí ze skutečnosti, že mají složení velmi podobné složení energeticky nezávislých prvků na slunci.[6]

Kontroverze o Merkuru

Rtuť byla zkoumána POSEL mise s jeho spektrometrem gama záření.[12][13] Poměry K / U pro Merkur by se mohly pohybovat mezi 8 000 a 17 000, což by znamenalo volatilní bohatou planetu. Data dělení kov / křemičitan pro K a U však stále potřebují další experimenty v podmínkách tvorby jádra Merkuru, aby bylo možné pochopit tento neobvyklý vysoký poměr.[14]

Reference

  1. ^ "Glosář". Objevy výzkumu planetární vědy. Leden 2008. Citováno 2008-08-28.
  2. ^ Taylor, Stuart Ross (2001). Vývoj sluneční soustavy: nová perspektiva: dotaz na chemické složení, původ a vývoj sluneční soustavy. Cambridge University Press. str. 73–75. ISBN  978-0-521-64130-2.
  3. ^ A b Arevalo, Ricardo; McDonough, William F .; Luong, Mario (2009). "Poměr K / U silikátové Země: Pohledy na složení pláště, strukturu a tepelný vývoj". Dopisy o Zemi a planetách. 278 (3–4): 361–369. Bibcode:2009E & PSL.278..361A. doi:10.1016 / j.epsl.2008.12.023.
  4. ^ Nikolaeva, Olga (1997). „Venus Rocks Petrogenesis As Constrained by K, U and Th Data“. Konference o lunární a planetární vědě: 1025. Bibcode:1997LPI .... 28.1025N.
  5. ^ Taylor, Stuart Ross (14.07.2005). Evoluce sluneční soustavy: nová perspektiva. ISBN  9780521675666.
  6. ^ A b C d E Langmuir, Charles H .; Broecker, Wally (2012-07-22). Jak vybudovat obyvatelnou planetu: Příběh Země od velkého třesku po lidstvo. ISBN  978-0691140063.
  7. ^ A b C White, William M. (2015-01-27). Izotopová geochemie. p. 429. ISBN  9780470656709.
  8. ^ Heiken, Grant (1991). Lunar Sourcebook Uživatelská příručka k Měsíci. str.192–194. ISBN  9780521334440.
  9. ^ Angier, Natalie (7. září 2014). „Revisiting the Moon“. The New York Times. New York City: Společnost New York Times.
  10. ^ Cameron, A. G. W .; Ward, W. R. (březen 1976). "Původ Měsíce". Abstrakty konference o lunární a planetární vědě. 7: 120–122. Bibcode:1976LPI ..... 7..120C.
  11. ^ Jones, J. H. (1998). „Testy hypotézy obřího dopadu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. Konference o vzniku Země a Měsíce. Monterey, Kalifornie.
  12. ^ „OPAKOVÁNÍ DEPLETÍ PLANETÁRNÍCH ORGÁNŮ V K a Rb“ (PDF).
  13. ^ Solomon, Sean C .; Nittler, Larry R .; Anderson, Brian J. (2018-12-20). Merkur: Pohled po MESSENGEROVI. ISBN  978-1107154452.
  14. ^ McCubbin, Francis M .; Riner, Miriam A .; Vander Kaaden, Kathleen E .; Burkemper, Laura K. (2012). „Je Merkur planeta bohatá na těkavé látky?“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 39 (9): n / a. Bibcode:2012GeoRL..39,9202 mil. doi:10.1029 / 2012GL051711.