Ne tür meteoritler kimyasal bileşim ile ayırt edilir. Meteorit türleri
Meteoritler, Dünya da dahil olmak üzere güneş sisteminin gezegenlerinin yüzeyine düzenli olarak düşen büyük demir, taş veya demir-taş uzay nesneleri değildir. Dıştan, taşlardan veya demir parçalarından çok farklı değiller, ancak evrenin tarihinden birçok gizemle dolular. Meteoritler, bilim adamlarının gök cisimlerinin evriminin sırlarını ortaya çıkarmalarına ve gezegenimizin çok ötesinde gerçekleşen süreçleri incelemelerine yardımcı olur.
Kimyasal ve mineral bileşimlerini analiz ederek, göktaşları arasındaki kalıpları ve ilişkileri takip edebilirsiniz. Çeşitli türler. Ancak her biri benzersizdir ve yalnızca bu kozmik orijinli bedende var olan niteliklere sahiptir.
Kompozisyona göre meteor türleri:
1. Taş:
kondritler;
Akondritler.
2. Demir-taş:
pallasit;
Mezosideritler.
3. Demir.
oktahedritler
ataksit
4. Gezegensel
Marslı
Meteoritlerin kökeni
Yapıları son derece karmaşıktır ve birçok faktöre bağlıdır. Bilim adamları, bilinen tüm meteor çeşitlerini inceleyerek, hepsinin genetik düzeyde yakından ilişkili olduğu sonucuna vardılar. Yapı, mineral ve kimyasal bileşimdeki önemli farklılıklar göz önüne alındığında bile, tek bir şeyle birleştirilirler - köken. Hepsi, uzayda yüksek hızda hareket eden gök cisimlerinin (asteroitler ve gezegenler) parçalarıdır.
morfoloji
Bir göktaşı Dünya'nın yüzeyine ulaşmak için atmosferin katmanları arasında uzun bir yolculuk yapmak zorundadır. Önemli bir aerodinamik yük ve ablasyonun (yüksek sıcaklıktaki atmosferik erozyon) bir sonucu olarak, karakteristik dış özellikler kazanırlar:
Yönlendirilmiş konik şekil;
Erime kabuğu;
Özel yüzey kabartması.
Gerçek meteorların ayırt edici bir özelliği eriyen kabuktur. Renk ve yapı bakımından oldukça farklı olabilir (kozmik kökenli vücut tipine bağlı olarak). Kondritlerde siyah ve mat, akondritlerde parlaktır. Nadir durumlarda, eriyen kabuk hafif ve yarı saydam olabilir.
Dünya yüzeyinde uzun süre kalarak, meteoritin yüzeyi atmosferik etkilerin ve oksidasyon süreçlerinin etkisi altında yok edilir. Bu nedenle kozmik kökenli cisimlerin önemli bir kısmı, kesin zaman pratik olarak demir veya taş parçalarından farklı değil.
Başka bir ayırt edici dışa dönük işaret Gerçek bir göktaşının sahip olduğu şey, piezoglipt veya regmaglipt adı verilen çöküntülerin yüzeyindeki varlığıdır. Yumuşak kil üzerindeki parmak izlerini andırır. Boyutları ve yapıları, atmosferdeki göktaşı hareketinin koşullarına bağlıdır.
Spesifik yer çekimi
1. Demir - 7.72. Değer 7.29-7.88 aralığında değişebilir.
2. Pallasitler - 4.74.
3. Mezosideritler - 5.06.
4. Taş - 3.54. Değer 3.1-3.84 aralığında değişebilir.
Manyetik ve optik özellikler
Önemli miktarda nikel demirin mevcudiyeti nedeniyle, gerçek bir göktaşı benzersiz manyetik özelliklerini sergiler. Bu, kozmik kökenli bir cismin gerçekliğini doğrulamak için kullanılır ve mineral bileşiminin dolaylı olarak yargılanmasına izin verir.
Göktaşlarının optik özellikleri (renk ve yansıtma) daha az belirgindir. Sadece taze kırıkların yüzeylerinde görülürler, ancak zamanla oksidasyon nedeniyle daha az fark edilir hale gelirler. Göktaşlarının parlaklık katsayısının ortalama değerlerini güneş sisteminin gök cisimlerinin albedosu ile karşılaştıran bilim adamları, bazı gezegenlerin (Jüpiter, Mars), uydularının ve asteroitlerin optiklerinde benzer olduğu sonucuna vardılar. meteorların özellikleri.
Meteoritlerin kimyasal bileşimi
Göktaşlarının asteroit kökeni göz önüne alındığında, kimyasal bileşimleri farklı türdeki nesneler arasında önemli ölçüde farklılık gösterebilir. Bunun manyetik ve optik özelliklerin yanı sıra kozmik kökenli cisimlerin özgül ağırlığı üzerinde önemli bir etkisi vardır. Göktaşlarındaki en yaygın kimyasal elementler şunlardır:
1. Demir (Fe). Ana kimyasal elementtir. Nikel demir olarak bulunur. Taşlı göktaşlarında bile ortalama Fe içeriği %15.5'tir.
2. Nikel (Ni). Nikel demirin yanı sıra minerallerin (karbürler, fosfitler, sülfürler ve klorürler) bir parçasıdır. Fe ile karşılaştırıldığında 10 kat daha az sıklıkta görülür.
3. Kobalt (Co). Saf halde bulunmaz. Nikele kıyasla 10 kat daha nadirdir.
4. Kükürt (S). Mineral troilitin bir parçasıdır.
5. Silikon (Si). Taşlı göktaşlarının kütlesini oluşturan silikatların bir parçasıdır.
3. Rombik piroksen. Genellikle silikatlar arasında taşlı göktaşlarında bulunur - en yaygın ikinci.
4. Monoklinik piroksen. Göktaşlarında, akondritler hariç, nadir ve küçük miktarlarda bulunur.
5. Plajiyoklaz. Feldspat grubunun bir parçası olan yaygın bir kaya oluşturan mineral. Meteoritlerdeki içeriği büyük ölçüde değişir.
6. Cam. Taş meteoritlerin ana bileşenidir. Kondrüllerde bulunur ve ayrıca minerallerde kapanımlar halinde bulunur.
> Meteorit türleri
Ne olduğunu öğrenin meteor türleri: fotoğraf, demir, taş ve taş-demir, Ay ve Mars'tan meteorlar, asteroit kuşağı ile sınıflandırma açıklaması.
Sıklıkla sıradan bir insan Bir göktaşının neye benzediğini hayal ederek demiri düşünür. Ve açıklaması kolay. Demir göktaşları yoğun, çok ağırdır ve gezegenimizin atmosferine düşerek eridikçe genellikle olağandışı ve hatta etkileyici şekiller alırlar. Ve demir, çoğu insanla tipik uzay kayaları bileşimi ile ilişkilendirilse de, demir göktaşları üç ana göktaşı türünden biridir. Ve taşlı göktaşlarına kıyasla oldukça nadirdirler, özellikle de en yaygın grubu - tek kondritler.
Üç ana meteorit türü
çok sayıda var göktaşı türleri, üç ana gruba ayrılır: demir, taş, taş-demir. Hemen hemen tüm meteoritler dünya dışı nikel ve demir içerir. Hiç demir içermeyenler o kadar nadirdir ki, olası uzay kayalarını tespit etmek için yardım istesek bile, büyük olasılıkla büyük miktarda metal içermeyen hiçbir şey bulamayacağız. Göktaşlarının sınıflandırılması aslında numunede bulunan demir miktarına dayanmaktadır.
demir tipi göktaşı
demir göktaşlarıuzun zaman önce ölmüş bir gezegenin ya da büyük bir asteroitin çekirdeğinin parçasıydı. Mars ve Jüpiter arasında. Dünyadaki en yoğun malzemelerdir ve güçlü bir mıknatıs tarafından çok güçlü bir şekilde çekilirler. Demir göktaşları, Dünya'daki kayaların çoğundan çok daha ağırdır, eğer bir top mermisi veya bir demir veya çelik levha kaldırdıysanız, neden bahsettiğimi bilirsiniz.
Bu grubun çoğu örneğinde, demir bileşeni yaklaşık %90-95'tir, geri kalanı nikel ve eser elementlerdir. Demir meteoritler kimyasal bileşimlerine ve yapılarına göre sınıflara ayrılırlar. Yapısal sınıflar, demir-nikel alaşımlarının iki bileşeni incelenerek belirlenir: kamasit ve taenit.
Bu alaşımlar karmaşık kristal yapı 19. yüzyılda fenomeni tanımlayan Kont Alois von Widmanstetten'in adını taşıyan Widmanstetten yapısı olarak bilinen . Bu kafes benzeri yapı çok güzel ve demir göktaşı plakalar halinde kesilip parlatıldığında ve daha sonra zayıf bir çözelti içinde kazındığında açıkça görülebilir. Nitrik asit. İşlemde bulunan kamasit kristalleri için ortalama bant genişliği ölçülür ve elde edilen rakam demir meteoritleri yapısal sınıflara ayırmak için kullanılır. İnce bantlı (1 mm'den az) demire "ince yapılı oktahedrit", geniş bantlı "kaba oktahedrit" denir.
Göktaşının taş görünümü
En büyük meteorit grubu - taş, bir gezegenin veya asteroitin dış kabuğundan oluştular. Birçok taşlı göktaşı, özellikle uzun süredir gezegenimizin yüzeyinde bulunanlar, sıradan karasal taşlara çok benzer ve sahada böyle bir göktaşı bulmak deneyimli bir göz gerektirir. Son zamanlarda düşen kayalar, uçuş sırasında yüzeyin yanması sonucu oluşan siyah parlak bir yüzeye sahiptir ve kayaların büyük çoğunluğu, güçlü bir mıknatısın çekebileceği kadar demir içerir.
Bazı taşlı göktaşları, "chondrules" olarak bilinen küçük, renkli, tane benzeri kapanımlar içerir. Bu küçük tanecikler, güneş bulutsusundan, dolayısıyla gezegenimizin ve tüm güneş sisteminin oluşumundan önce ortaya çıktı ve bu da onları çalışma için mevcut bilinen en eski madde haline getiriyor. Bu kondrülleri içeren taşlı göktaşlarına "kondritler" denir.
Kondrül içermeyen uzay kayalarına "akondritler" denir. Bunlar, erime ve yeniden kristalleşmenin eski kondrüllerin tüm izlerini yok ettiği "ana" uzay nesneleri üzerindeki volkanik aktiviteyle şekillenen volkanik kayalardır. Akondritler çok az demir içerir veya hiç içermez, bu da örneklerin genellikle emaye boyaya benzeyen parlak bir kabuğa sahip olmasına rağmen, diğer göktaşlarına kıyasla bulmayı zorlaştırır.
Ay ve Mars'tan gelen bir göktaşının taş görünümü
Kendi gezegenimizin yüzeyinde gerçekten Ay ve Mars kayalarını bulabilir miyiz? Cevap evet, ancak son derece nadirdirler. Dünya'da yüz binden fazla ay ve yaklaşık otuz Marslı göktaşı bulundu ve hepsi akondrit grubuna ait.
Ay ve Mars'ın yüzeyinin diğer meteoritlerle çarpışması, parçalara parçalar fırlattı. uzay ve bazıları yere düştü. Mali açıdan bakıldığında, ay ve Mars örnekleri en pahalı göktaşları arasındadır. Koleksiyoncu pazarlarında gram başına bin dolara kadar mal oluyorlar, bu da onları altından yapılmışlardan birkaç kat daha pahalı hale getiriyor.
Taş-demir tipi göktaşı
Üç ana türden en az yaygın olanı - taş-demir, bilinen tüm meteoritlerin %2'sinden daha azını oluşturur. Yaklaşık olarak eşit demir-nikel ve taş parçalarından oluşurlar ve pallasit ve mezosiderit olmak üzere iki sınıfa ayrılırlar. Taş-demir göktaşları, "ana" bedenlerinin kabuğunun ve mantosunun sınırında oluştu.
Pallasitler belki de tüm meteoritlerin en cezbedicisidir ve özel koleksiyoncular için kesinlikle büyük ilgi görmektedir. Pallasit, olivin kristalleriyle dolu bir demir-nikel matrisinden oluşur. Olivin kristalleri zümrüt yeşili görünecek kadar berrak olduğunda, perodot değerli taş olarak bilinirler. Pallasitler, adını 18. yüzyılda Sibirya'nın başkenti yakınında bulunan Rus göktaşı Krasnoyarsk'ı tanımlayan Alman zoolog Peter Pallas'ın onuruna aldı. Bir pallasit kristali levhalar halinde kesilip parlatıldığında yarı saydam hale gelir ve ona eterik bir güzellik verir.
Mezosideritler, iki taşlı demir grubundan daha küçüğüdür. Demir-nikel ve silikatlardan oluşurlar ve genellikle çekicidirler. Plaka kesilip zımparalandığında ve ara sıra lekelendiğinde gümüş ve siyah matrisin yüksek kontrastı, çok sıra dışı bir görünümle sonuçlanır. Mezosiderit kelimesi Yunanca "yarım" ve "demir" anlamına gelir ve çok nadirdir. Binlerce resmi göktaşı kataloğunda yüzden az mezosiderit vardır.
Göktaşı türlerinin sınıflandırılması
Meteoritlerin sınıflandırılması karmaşık ve teknik bir konudur ve yukarıdakiler yalnızca bir rehber niteliğindedir. genel bakış Konular. Sınıflandırma yöntemleri yıllar içinde birkaç kez değişti. son yıllar; bilinen meteorlar başka bir sınıfa yeniden sınıflandırıldı.
Meteorlar, Dünya atmosferinden geçen ve sürtünme ile akkor haline gelene kadar ısıtılan gezegenler arası madde parçacıklarıdır. Bu nesnelere meteoroid denir ve uzayda yarışarak meteor haline gelir. Birkaç saniye içinde gökyüzünü geçerek aydınlık yollar oluştururlar.
meteor yağmuru
Bilim adamları, her gün 44 ton meteorit maddenin Dünya'ya düştüğünü hesapladılar. Herhangi bir gecede genellikle saatte birkaç meteor görülebilir. Bazen sayı çarpıcı biçimde artar - bu olaylara meteor yağmurları denir. Bazıları, Dünya bir kuyruklu yıldızın bıraktığı tozlu enkaz izinden geçerken yıllık veya düzenli aralıklarla meydana gelir.
Leonid meteor yağmuru
Meteor yağmurları genellikle meteorların gökyüzünde göründüğü yere en yakın olan yıldız veya takımyıldızın adını alır. Belki de en ünlüsü, her yıl 12 Ağustos'ta ortaya çıkan Perseidlerdir. Her bir Perseid meteoru, Swift-Tuttle kuyruklu yıldızının Güneş etrafındaki yörüngesini 135 yılda tamamlayan küçük bir parçasıdır.
Diğer meteor yağmurları ve ilgili kuyruklu yıldızlar Leonidler (Tempel-Tuttle), Aquarids ve Orionids (Halley) ve Tauridler (Encke). Meteor yağmurlarındaki kuyruklu yıldız tozunun çoğu, Dünya yüzeyine ulaşmadan önce atmosferde yanar. Bu tozun bir kısmı uçaklar tarafından yakalanır ve NASA laboratuvarlarında analiz edilir.
göktaşları
Asteroitlerden ve diğer kozmik cisimlerden atmosferde yolculuklarını sürdüren ve dünyaya düşen kaya ve metal parçalarına meteoritler denir. Dünya'da bulunan meteorların çoğu çakıllıdır, yumruk büyüklüğündedir, ancak bazıları binalardan daha büyüktür. Bir zamanlar Dünya, önemli yıkımlara neden olan birçok ciddi meteor saldırısı yaşadı.
En iyi korunmuş kraterlerden biri, Arizona'daki Barringer göktaşı krateridir, çapı yaklaşık 1 km (0,6 mil) olup, çapı yaklaşık 50 metre (164 fit) olan bir demir-nikel metal parçasının düşmesiyle oluşmuştur. 50.000 yaşında ve o kadar iyi korunmuş ki, göktaşı etkilerini incelemek için kullanılıyor. Site 1920'de böyle bir çarpma krateri olarak kabul edildiğinden, Dünya'da yaklaşık 170 krater bulundu.
Engelleyici Meteor Krateri
65 milyon yıl önce Yucatán Yarımadası'nda 300 kilometre genişliğindeki (180 mil) Chicxulub kraterini yaratan şiddetli bir asteroit çarpması, o zamanlar dinozorlar da dahil olmak üzere Dünya'daki deniz ve kara hayvanlarının yaklaşık yüzde 75'inin yok olmasına katkıda bulundu.
Göktaşı hasarı veya ölümüyle ilgili çok az belgelenmiş kanıt vardır. İlk olarak ünlü vaka Amerika Birleşik Devletleri'nde dünya dışı bir nesne bir kişiyi yaraladı. Alabama, Sylacauga'dan Ann Hodges, Kasım 1954'te 3,6 kilogramlık (8 lb) taşlı bir göktaşı evinin çatısına çarptıktan sonra yaralandı.
Meteoritler karasal kayalar gibi görünebilir, ancak genellikle yanmış bir yüzeye sahiptirler. Bu yanmış kabuk, atmosferden geçerken sürtünme nedeniyle eriyen bir göktaşının sonucudur. Üç ana göktaşı türü vardır: gümüş, taşlı ve taşlı-gümüş. Dünya'ya çarpan göktaşlarının çoğu taş iken, son zamanlarda keşfedilen göktaşlarının çoğu gümüş rengindedir. Bu ağır cisimleri, Dünya'nın kayalarından ayırt etmek, taşlı göktaşlarından daha kolaydır.
Bu göktaşı görüntüsü Opportunity gezgini tarafından Eylül 2010'da çekildi.
Göktaşları başka cisimlerin üzerine de düşer Güneş Sistemi. Opportunity gezgini, 2005 yılında Mars'ta basketbol boyutunda bir demir-nikel göktaşı keşfettiğinde ve 2009'da aynı bölgede çok daha büyük ve daha ağır bir demir-nikel göktaşı bulduğunda başka bir gezegende farklı türde göktaşları keşfediyordu. Toplamda, Opportunity gezgini, Mars'taki yolculuğu sırasında altı meteorit keşfetti.
Meteoritlerin kaynakları
Dünya'da 50.000'den fazla meteor bulundu. Bunların %99,8'i Asteroit Kuşağı'ndan geldi. Asteroitlerden köken aldıklarına dair kanıtlar, asteroit kuşağına geri yansıtılan fotoğrafik gözlemlerden hesaplanan bir göktaşı çarpma yörüngesini içerir. Birkaç göktaşı sınıfının analizi, bazı asteroit sınıflarıyla bir tesadüf olduğunu gösterdi ve ayrıca 4,5 ila 4,6 milyar yıllık bir yaşları var.
Araştırmacılar Antarktika'da yeni göktaşı keşfetti
Bununla birlikte, belirli bir asteroit türüyle - ökrit, diojenit ve Howardit - yalnızca bir grup meteoru eşleştirebiliriz. Bu magmatik göktaşları üçüncü en büyük asteroit olan Vesta'dan geliyor. Dünya'ya düşen asteroitler ve göktaşları, parçalanan gezegenin parçaları değil, gezegenlerin oluştuğu orijinal malzemelerden oluşuyor. Göktaşlarının incelenmesi bize güneş sisteminin oluşumu ve erken tarihi sırasındaki yaş ve kompozisyon gibi koşullar ve süreçler hakkında bilgi verir. katılar, doğa organik madde, asteroitlerin yüzeyinde ve içinde ulaşılan sıcaklıklar ve bu malzemelerin çarpma sonucu aldığı şekil.
Meteorların kalan yüzde 0,2'si Mars ve Ay'dan gelen meteorlar arasında kabaca eşit olarak bölünebilir. 60'tan fazla bilinen Marslı göktaşı, meteor yağmurlarının bir sonucu olarak Mars'tan fırlatıldı. Hepsi magmadan kristalleşmiş magmatik kayalardır. Taşlar yeryüzüne çok benzer, bazıları ayırt edici özellikler, bu bir Mars kökenini gösterir. Yaklaşık 80 ay meteoritleri, mineraloji ve kompozisyon bakımından Apollo görevinden gelen ay taşlarına benzer, ancak geldiklerini gösterecek kadar farklıdır. farklı parçalar Ay. Ay ve Mars meteorları üzerine yapılan araştırmalar, Apollo misyonu ve Mars'ın robotik keşfi ile Ay'ın kayaları üzerindeki araştırmaları tamamlar.
Meteorit türleri
Oldukça sık, sıradan bir insan, bir göktaşının neye benzediğini hayal ederek demir düşünür. Ve açıklaması kolay. Demir göktaşları yoğun, çok ağırdır ve gezegenimizin atmosferine düşerek eridikçe genellikle olağandışı ve hatta etkileyici şekiller alırlar. Ve demir, çoğu insanda uzay kayalarının tipik bileşimi ile ilişkilendirilse de, demir meteoritler üç ana meteorit türünden biridir. Ve taşlı göktaşlarına kıyasla oldukça nadirdirler, özellikle de en yaygın grubu - tek kondritler.
Üç ana meteorit türü
Demir, taş, taş-demir olmak üzere üç ana gruba ayrılan çok sayıda meteorit türü vardır. Hemen hemen tüm meteoritler dünya dışı nikel ve demir içerir. Hiç demir içermeyenler o kadar nadirdir ki, olası uzay kayalarını tanımlamak için yardım istesek bile, büyük miktarda metal içermeyen hiçbir şey bulamayacağız. Göktaşlarının sınıflandırılması aslında numunede bulunan demir miktarına dayanmaktadır.
Demir göktaşları, Mars ve Jüpiter arasındaki Asteroit Kuşağı'nı oluşturduğu düşünülen uzun süredir ölü bir gezegenin veya büyük asteroitin çekirdeğinin bir parçasıydı. Dünyadaki en yoğun malzemelerdir ve güçlü bir mıknatıs tarafından çok güçlü bir şekilde çekilirler. Demir göktaşları, Dünya'daki kayaların çoğundan çok daha ağırdır, eğer bir top mermisi veya bir demir veya çelik levha kaldırdıysanız, neden bahsettiğimi bilirsiniz.
Bir demir göktaşı örneği
Bu grubun çoğu örneğinde, demir bileşeni yaklaşık %90-95'tir, geri kalanı nikel ve eser elementlerdir. Demir meteoritler kimyasal bileşimlerine ve yapılarına göre sınıflara ayrılırlar. Yapısal sınıflar, demir-nikel alaşımlarının iki bileşeni incelenerek belirlenir: kamasit ve taenit.
Bu alaşımlar, 19. yüzyılda fenomeni tanımlayan Kont Alois von Widmanstetten'in adını taşıyan Widmanstetten yapısı olarak bilinen karmaşık bir kristal yapıya sahiptir. Bu kafes benzeri yapı çok güzeldir ve demir göktaşı levhalar halinde kesilir, parlatılır ve ardından zayıf bir nitrik asit çözeltisi içinde aşındırılırsa açıkça görülebilir. İşlemde bulunan kamasit kristalleri için ortalama bant genişliği ölçülür ve elde edilen rakam demir meteoritleri yapısal sınıflara ayırmak için kullanılır. İnce bantlı (1 mm'den az) demire "ince yapılı oktahedrit", geniş bantlı "kaba oktahedrit" denir.
taş meteorlar
En büyük meteorit grubu taşlıdır, bir gezegenin veya bir asteroitin dış kabuğundan oluşurlar. Birçok taşlı göktaşı, özellikle uzun süredir gezegenimizin yüzeyinde bulunanlar, sıradan karasal taşlara çok benzer ve sahada böyle bir göktaşı bulmak deneyimli bir göz gerektirir. Son zamanlarda düşen kayalar, uçuş sırasında yüzeyin yanması sonucu oluşan siyah parlak bir yüzeye sahiptir ve kayaların büyük çoğunluğu, güçlü bir mıknatısın çekebileceği kadar demir içerir.
Kondritlerin tipik bir temsilcisi
Bazı taşlı göktaşları, "chondrules" olarak bilinen küçük, renkli, tane benzeri kapanımlar içerir. Bu küçük tanecikler, güneş bulutsusundan, dolayısıyla gezegenimizin ve tüm güneş sisteminin oluşumundan önce ortaya çıktı ve bu da onları çalışma için mevcut bilinen en eski madde haline getiriyor. Bu kondrülleri içeren taşlı göktaşlarına "kondritler" denir.
Kondrül içermeyen uzay kayalarına "akondritler" denir. Bunlar, erime ve yeniden kristalleşmenin eski kondrüllerin tüm izlerini yok ettiği "ana" uzay nesneleri üzerindeki volkanik aktiviteyle şekillenen volkanik kayalardır. Akondritler çok az demir içerir veya hiç içermez, bu da örneklerin genellikle emaye boyaya benzeyen parlak bir kabuğa sahip olmasına rağmen, diğer göktaşlarına kıyasla bulmayı zorlaştırır.
Ay ve Mars'tan taş meteorlar
Kendi gezegenimizin yüzeyinde gerçekten Ay ve Mars kayalarını bulabilir miyiz? Cevap evet, ancak son derece nadirdirler. Dünya'da yüz binden fazla ay ve yaklaşık otuz Marslı göktaşı bulundu ve hepsi akondrit grubuna ait.
ay göktaşı
Ay ve Mars'ın yüzeyinin diğer göktaşları ile çarpışması, parçaları uzaya fırlattı ve bir kısmı Dünya'ya düştü. Mali açıdan bakıldığında, ay ve Mars örnekleri en pahalı göktaşları arasındadır. Koleksiyoncu pazarlarında gram başına bin dolara kadar mal oluyorlar, bu da onları altından yapılmışlardan birkaç kat daha pahalı hale getiriyor.
Taşlı demir meteorlar
Üç ana türden en az yaygın olanı, taşlı demir, bilinen tüm meteoritlerin %2'sinden daha azını oluşturur. Yaklaşık olarak eşit demir-nikel ve taş parçalarından oluşurlar ve pallasit ve mezosiderit olmak üzere iki sınıfa ayrılırlar. Taş-demir göktaşları, "ana" bedenlerinin kabuğunun ve mantosunun sınırında oluştu.
Bir taş-demir göktaşı örneği
Pallasitler belki de tüm meteoritlerin en cezbedicisidir ve özel koleksiyoncular için kesinlikle büyük ilgi görmektedir. Pallasit, olivin kristalleriyle dolu bir demir-nikel matrisinden oluşur. Olivin kristalleri zümrüt yeşili görünecek kadar berrak olduğunda, perodot değerli taş olarak bilinirler. Pallasitler, adını 18. yüzyılda Sibirya'nın başkenti yakınında bulunan Rus göktaşı Krasnoyarsk'ı tanımlayan Alman zoolog Peter Pallas'ın onuruna aldı. Bir pallasit kristali levhalar halinde kesilip parlatıldığında yarı saydam hale gelir ve ona eterik bir güzellik verir.
Mezosideritler, iki taşlı demir grubundan daha küçüğüdür. Demir-nikel ve silikatlardan oluşurlar ve genellikle çekicidirler. Plaka kesilip zımparalandığında ve ara sıra lekelendiğinde gümüş ve siyah matrisin yüksek kontrastı, çok sıra dışı bir görünümle sonuçlanır. Mezosiderit kelimesi Yunanca "yarım" ve "demir" anlamına gelir ve çok nadirdir. Binlerce resmi göktaşı kataloğunda yüzden az mezosiderit vardır.
Meteoritlerin sınıflandırılması
Meteorit sınıflandırması karmaşık ve teknik bir konudur ve yukarıdakiler sadece konuya kısa bir genel bakış olarak düşünülmüştür. Sınıflandırma yöntemleri son yıllarda birkaç kez değişti; bilinen meteorlar başka bir sınıfa yeniden sınıflandırıldı.
Mars meteorları
Marslı bir göktaşı, Mars gezegeninden gelen nadir bir meteor türüdür. Kasım 2009'a kadar Dünya'da 24.000'den fazla meteor bulunmuştu, ancak bunlardan sadece 34'ü Marslıydı. Meteorların Mars kökenli olduğu, meteorlarda bulunan izotopik gazın mikroskobik miktarlarda bileşiminden biliniyordu, Mars atmosferinin analizi Viking uzay aracı tarafından gerçekleştirildi.
Marslı göktaşı Nakhla'nın ortaya çıkışı
1911'de Mısır çölünde Nakhla adlı ilk Marslı göktaşı bulundu. Göktaşının görünümü ve Mars'a aidiyeti çok sonraları belirlendi. Ve yaşını belirlediler - 1.3 milyar yıl. Bu taşlar, büyük asteroitlerin Mars'a düşmesinden sonra veya büyük volkanik patlamalar sırasında uzayda ortaya çıktı. Patlamanın gücü, fırlatılan kaya parçalarının Mars gezegeninin yerçekiminin üstesinden gelmek ve yörüngesini (5 km / s) terk etmek için gerekli hızı elde etmesiydi. Zamanımızda, bir yılda 500 kg'a kadar Mars taşı Dünya'ya düşüyor.
Nakhla göktaşının iki parçası
Ağustos 1996'da Science dergisinde 1984'te Antarktika'da bulunan ALH 84001 göktaşı çalışması hakkında bir makale yayınlandı. Antarktika'daki bir buzulda keşfedilen bir göktaşı etrafında odaklanan yeni bir çalışma başladı. Taramalı elektron mikroskobu kullanılarak gerçekleştirilen çalışmada, meteorun içinde Mars'taki yaşamın teorik olarak oluşturabileceği "biyojenik yapılar" ortaya çıktı.
İzotop tarihi, meteorun yaklaşık 4,5 milyar yıl önce ortaya çıktığını ve gezegenler arası uzaya düştüğünü, 13 bin yıl önce Dünya'ya düştüğünü gösterdi.
Bir göktaşı parçasında bulunan "biyojenik yapılar"
Bir elektron mikroskobu ile meteoru inceleyen uzmanlar, aşağıdakilerden oluşan bakteri kolonilerini düşündüren mikroskobik fosiller buldular. ayrı parçalar yaklaşık 100 nm'lik bir hacme sahip. Mikroorganizmaların ayrışmasından kaynaklanan müstahzarların izleri de bulundu. Marslı bir meteorun varlığının kanıtı, mikroskobik inceleme ve özel kimyasal analizler. Bir uzman, minerallerin, oksitlerin, kalsiyum fosfatların, silikonun ve demir sülfürün varlığına göre Marslı bir meteor oluşumuna tanıklık edebilir.
Bilinen örnekler paha biçilemez çünkü bunlar Mars'ın jeolojik geçmişinden tipik zaman kapsülleri. Bu Mars meteorlarını herhangi bir uzay görevi olmadan aldık.
Dünya'ya düşen en büyük meteorlar
Zaman zaman, kozmik cisimler Dünya'ya düşer ... daha fazla ve çok fazla değil, taş veya metalden yapılmıştır. Bazıları bir kum tanesinden fazla değil, diğerleri birkaç yüz kilogram hatta ton ağırlığında. Ottawa'daki (Kanada) Astrofizik Enstitüsü'nden bilim adamları, her yıl toplam kütlesi 21 tondan fazla olan birkaç yüz katı yabancı cismin gezegenimizi ziyaret ettiğini iddia ediyor. Çoğu göktaşının ağırlığı birkaç gramı geçmez, ancak birkaç yüz kilogram hatta ton ağırlığında olanlar vardır.
Göktaşlarının düştüğü yerler ya çitle çevrilidir ya da tam tersi, herkesin dünya dışı "misafir" e dokunabilmesi için halka açıktır.
Bazıları, bu gök cisimlerinin her ikisinin de ateşli bir kabuğa sahip olması nedeniyle kuyruklu yıldızları ve göktaşlarını karıştırır. Eski zamanlarda insanlar kuyruklu yıldızları ve göktaşlarını kötü bir alâmet olarak görüyorlardı. İnsanlar, meteorların düştüğü yerlerden, onları lanetli bir bölge olarak düşünerek kaçınmaya çalıştılar. Neyse ki, zamanımızda bu tür durumlar artık gözlemlenmiyor ve hatta tam tersi - göktaşlarının düştüğü yerler gezegenin sakinleri için büyük ilgi görüyor.
Gezegenimize düşen en büyük 10 meteoru hatırlayalım.
22 Nisan 2012'de gezegenimize bir göktaşı düştü, ateş topunun hızı 29 km / s idi. Kaliforniya ve Nevada eyaletleri üzerinde uçan göktaşı, yanan parçalarını onlarca kilometre boyunca etrafa saçtı ve ABD başkentinin üzerinde gökyüzünde patladı. Patlamanın gücü nispeten küçüktür - 4 kiloton (TNT eşdeğeri). Karşılaştırma için, ünlü Chelyabinsk göktaşının patlaması TNT'de 300 kilotondu.
Bilim adamlarına göre, Sutter Mill göktaşı, 4566.57 milyon yıldan daha uzun bir süre önce kozmik bir beden olan güneş sistemimizin doğum anında oluştu.
11 Şubat 2012'de yüzlerce minik göktaşı taşı Çin toprakları üzerinde uçtu ve Çin'in güney bölgelerinde 100 km'nin üzerinde bir alana düştü. Bunların en büyüğü yaklaşık 12.6 kg ağırlığındaydı. Bilim adamlarına göre, göktaşları Jüpiter ve Mars arasındaki asteroit kuşağından geldi.
15 Eylül 2007'de Bolivya sınırına yakın Titicaca Gölü (Peru) yakınlarına bir göktaşı düştü. Görgü tanıklarının ifadesine göre olay öncesinde büyük bir gürültü yaşandı. Sonra alevler içinde kalmış düşen bir beden gördüler. Göktaşı gökyüzünde parlak bir iz ve ateş topu düştükten birkaç saat sonra görülebilen bir duman bulutu bıraktı.
Kaza yerinde 30 metre çapında ve 6 metre derinliğinde devasa bir krater oluştu. Yakınlarda yaşayan insanlar baş ağrısı çekmeye başladığından, göktaşı zehirli maddeler içeriyordu.
Çoğu zaman, silikatlardan oluşan taştan (toplamın% 92'si) meteorlar Dünya'ya düşer. Chelyabinsk göktaşı bir istisnadır, demirdi.
Göktaşı 20 Haziran 1998'de Türkmen şehri Kunya-Urgenç'in yakınlarına düştü, dolayısıyla adı. düşmeden önce yerliler parlak bir flaş gördü. en çoğu araba 820 kg ağırlığında, bu parça tarlaya düştü ve 5 metrelik bir huni oluşturdu.
Jeologlara göre, bu gök cisminin yaşı yaklaşık 4 milyar yıldır. Kunya-Urgench göktaşı Uluslararası Meteoritik Derneği tarafından onaylanmıştır ve BDT ve üçüncü dünya ülkelerinin topraklarına düşen tüm ateş toplarının en büyüğü olarak kabul edilir.
Ağırlığı 300 kg'dan fazla olan demir araba Sterlitamak, 17 Mayıs 1990'da Sterlitamak şehrinin batısındaki devlet çiftliği sahasına düştü. Bir gök cismi düştüğünde 10 metrelik bir krater oluştu.
Başlangıçta, küçük metal parçaları keşfedildi, bir yıl sonra bilim adamları 315 kg ağırlığındaki bir göktaşının en büyük parçasını çıkarmayı başardılar. Şu anda, göktaşı Ufa Bilim Merkezi'nin Etnografya ve Arkeoloji Müzesi'nde.
Bu olay Mart 1976'da Çin'in doğusundaki Jilin Eyaletinde gerçekleşti. En büyük meteor yağmuru yarım saatten fazla sürdü. Uzay cisimleri saniyede 12 km hızla düştü.
Sadece birkaç ay sonra, en büyüğü Jilin (Girin) olan yaklaşık yüz meteor bulundu, 1,7 ton ağırlığındaydı.
Bu göktaşı 12 Şubat 1947'de düştü. Uzak Doğu Sikhote-Alin şehrinde. Bolid, atmosferde, 15 kilometrekarelik bir alana dağılmış küçük demir parçalarına ayrıldı.
1-6 metre derinliğinde ve 7-30 metre çapında birkaç düzine krater oluştu. Jeologlar onlarca ton göktaşı malzemesi topladılar.
Goba göktaşı (1920)
Şimdiye kadar bulunan en büyük meteorlardan biri olan Goba ile tanışın! 80 bin yıl önce Dünya'ya düştü, ancak 1920'de bulundu. Gerçek bir demir devi yaklaşık 66 ton ağırlığında ve 9 metreküp hacme sahipti. Kim bilir o dönemde yaşayan insanlar bu göktaşının düşüşünü hangi efsanelerle ilişkilendirdiler.
göktaşı bileşimi. Bu gök cisminin %80'i demirden oluşur, gezegenimize düşen tüm meteorların en ağırı olarak kabul edilir. Bilim adamları örnekler aldı, ancak tüm göktaşı taşımadı. Bugün kaza yerinde. Bu, dünya dışı kökenli dünyadaki en büyük demir parçalarından biridir. Göktaşı sürekli azalıyor: erozyon, vandalizm ve Bilimsel araştırma işlerini yaptılar: meteor %10 düştü.
Etrafında özel bir çit oluşturuldu ve şimdi Goba tüm gezegen tarafından biliniyor, birçok turist onu ziyarete geliyor.
Tunguska meteorunun gizemi (1908)
En ünlü Rus göktaşı. 1908 yazında, Yenisey toprakları üzerinde büyük bir ateş topu uçtu. Göktaşı, tayga'nın 10 km yukarısında patladı. Patlama dalgası Dünya'yı iki kez çevreledi ve tüm gözlemevleri tarafından kaydedildi.
Patlamanın gücü sadece canavarca ve 50 megaton olarak tahmin ediliyor. Bir uzay devinin uçuşu saniyede yüz kilometredir. Ağırlık, çeşitli tahminlere göre değişiyor - 100 bin ila bir milyon ton!
Neyse ki, bu olayda kimse yaralanmadı. Göktaşı tayga üzerinde patladı. yakınlarda Yerleşmeler pencere patlamayla havaya uçtu.
Patlama sonucu ağaçlar devrildi. 2.000 m2 ormanlık alan moloz haline geldi. Patlama, 40 km'den daha fazla bir yarıçap içindeki hayvanları öldürdü. Birkaç gün boyunca, merkezi Sibirya topraklarında - parlak bulutlar ve gökyüzünün parıltısı - eserler gözlemlendi. Bilim adamlarına göre, buna göktaşı Dünya atmosferine girdiği anda salınan atıl gazlar neden oldu.
Bu neydi? Göktaşı çarpma yerinde en az 500 metre derinliğinde büyük bir krater bırakmış olacaktı. Hiçbir keşif gezisi böyle bir şey bulamadı...
Tunguska meteoru, bir yandan üzerinde iyi çalışılmış bir fenomen, diğer yandan en büyük gizemlerden biridir. göksel vücut havada patladı, parçalar atmosferde yandı ve Dünya'da hiçbir kalıntı kalmadı.
"Tunguska göktaşı" çalışma başlığı, patlama etkisine neden olan uçan bir ateş topunun en basit ve en anlaşılır açıklaması olduğu için ortaya çıktı. Tunguska göktaşı da çöktü denirdi uzaylı gemisi, ve doğal bir anormallik ve bir gaz patlaması. Gerçekte ne olduğu - sadece tahmin edebilir ve hipotezler kurabilir.
ABD'de meteor yağmuru (1833)
13 Kasım 1833'te Amerika Birleşik Devletleri'nin doğu topraklarına bir meteor yağmuru düştü. Meteor yağmurunun süresi 10 saat! Bu süre zarfında gezegenimizin yüzeyine yaklaşık 240 bin küçük ve orta boy meteor düştü. 1833 meteor yağmuru, bilinen tüm meteor yağmurlarının en güçlüsüdür.
Her gün düzinelerce meteor yağmuru gezegenimizin yakınında uçuyor. Dünya'nın yörüngesini geçebilecek yaklaşık 50 potansiyel olarak tehlikeli kuyruklu yıldız bilinmektedir. Gezegenimizin küçük (büyük zarara neden olmayan) kozmik cisimlerle çarpışması her 10-15 yılda bir gerçekleşir. Gezegenimiz için özel bir tehlike, bir asteroidin düşmesidir.
Çelyabinsk göktaşı
Güney Ural halkının kozmik bir felaketin görgü tanığı olmasından bu yana neredeyse iki yıl geçti - ilk kez Çelyabinsk göktaşının düşüşü. modern tarih yerel halka büyük zarar veren olay.
Asteroitin düşüşü, 15 Şubat'ta 2013'te meydana geldi. İlk başta, Güney Ural halkına “belirsiz bir nesnenin” patladığı görülüyordu, birçoğu gökyüzünü aydınlatan garip şimşekler gördü. Bu olayı bir yıldır inceleyen bilim adamlarının görüşü budur.
göktaşı verileri
Çelyabinsk yakınlarındaki bölgeye oldukça sıradan bir kuyruklu yıldız düştü. Tam olarak bu nitelikteki uzay nesnelerinin düşmesi, yüzyılda bir kez meydana gelir. Her ne kadar diğer kaynaklara göre, 100 yılda ortalama 5 defaya kadar tekrar tekrar oluyorlar. Bilim adamlarına göre, yaklaşık 10 metre büyüklüğündeki kuyruklu yıldızlar, yaklaşık yılda bir kez, Chelyabinsk göktaşından 2 kat daha fazla olan Dünyamızın atmosferine uçuyor, ancak bu genellikle az sayıda insanın olduğu bölgelerde veya okyanusların üzerinde oluyor. Kuyruklu yıldızların yandığı ve büyük bir yükseklikte herhangi bir hasara neden olmadan çöktüğü şey.
Gökyüzündeki Chelyabinsk göktaşından gelen tüy
Düşmeden önce, Chelyabinsk aerolitinin kütlesi 7 ila 13 bin ton arasındaydı ve parametreleri muhtemelen 19.8 m idi. Şu anda, Chebarkul Gölü'nün dibinden kaldırılan 654 kg ağırlığındaki büyük aerolit parçalarından biri de dahil olmak üzere bu miktardan bir tondan biraz fazla toplandı.
Chelyabinsk belediye başkanının jeokimyasal göstergelere göre incelenmesi, bunun LL5 sınıfının sıradan kondrit tipine ait olduğunu ortaya koydu. Bu, taşlı göktaşlarının en yaygın alt grubudur. Şu anda keşfedilen tüm meteorlar, yaklaşık %90'ı kondritlerdir. 1 mm çapında küresel erimiş oluşumlar - içlerindeki kondrüllerin varlığı nedeniyle isimlerini aldılar.
Kızılötesi istasyonların göstergeleri, Chelyabinsk aerolitinin bir dakikalık güçlü yavaşlamasında, yere yaklaşık 90 km kaldığında, TNT eşdeğeri 470-570 kilotona eşit bir kuvvetle, 20-30 kez güçlü bir patlama meydana geldiğini göstermektedir. Daha güçlü atom patlaması Ancak Hiroşima'da patlayıcı güç açısından düşmekten daha düşüktür. Tunguska göktaşı(yaklaşık 10 ila 50 megaton) 10 defadan fazla.
Chelyabinsk göktaşının düşmesi hem zaman hem de mekanda hemen bir sansasyon yarattı. Modern tarihte, bu uzay nesnesi, bu kadar yoğun nüfuslu bir alana düşen ve önemli hasara neden olan ilk göktaşıdır. Böylece, bir göktaşı patlaması sırasında 7 binden fazla evin camları kırıldı, bir buçuk binden fazla kişi tıbbi yardım istedi ve 112'si hastaneye kaldırıldı.
Göktaşının düşmesi önemli hasarın yanı sıra olumlu sonuçlar da getirdi. Bu olay bugüne kadar belgelenmiş en iyi olaydır. Ayrıca bir video kamera, asteroidin büyük parçalarından birinin Chebarkul Gölü'ne düşme aşamasını filme aldı.
Chelyabinsk göktaşı nereden geldi?
Bilim adamları için bu soru zor değildi. Güneş sistemimizin ana asteroit kuşağından, Jüpiter ve Mars'ın yörüngelerinin ortasında, çoğu küçük cismin yollarının uzandığı bir bölgeden ortaya çıktı. Bazılarının yörüngeleri, örneğin Aten veya Apollo grubunun asteroitleri dikdörtgendir ve Dünya'nın yörüngesinden geçebilir.
Bilim adamları-astronomlar, çok sayıda fotoğraf ve video kaydının yanı sıra düşüşü yakalayan uydu fotoğrafları sayesinde Chelyabinsk'in uçuş yolunu doğru bir şekilde belirleyebildiler. Sonra gökbilimciler göktaşının yoluna devam etti. ters taraf, atmosfer için, bu nesnenin tam bir yörüngesini oluşturmak için.
Chelyabinsk göktaşı parçalarının boyutları
Birkaç gökbilimci grubu, Chelyabinsk göktaşının Dünya'ya çarpmadan önceki yolunu belirlemeye çalıştı. Hesaplamalarına göre, düşen göktaşının yörüngesinin yarı ana ekseninin yaklaşık 1.76 AU olduğu görülebilir. (astronomik birim), bu, dünyanın yörüngesinin ortalama yarıçapıdır; Güneş'e en yakın yörünge noktası - günberi, 0.74 AU uzaklıkta ve Güneş'ten en uzak nokta - aphelion veya apohelion, 2.6 AU'daydı.
Bu rakamlar, bilim adamlarının halihazırda tanımlanmış küçük uzay nesnelerinin astronomik kataloglarında Chelyabinsk göktaşı bulmaya çalışmasına izin verdi. Daha önce kurulmuş asteroitlerin çoğunun bir süre sonra tekrar “gözden düştüğü” ve ardından “kayıp” olanlardan bazılarının ikinci kez “açmayı” başardığı açıktır. Gökbilimciler bu seçeneği de reddetmediler. düşen göktaşı, belki bir "kayıp" vardır.
Chelyabinsk göktaşı akrabaları
Arama tam bir benzerlik göstermese de, gökbilimciler yine de Chelyabinsk'ten gelen asteroidin bir dizi olası "akrabasını" buldular. İspanya'dan bilim adamları Raul ve Carlos de la Fluente Marcos, "Çelyabinsk" in yörüngelerindeki tüm varyasyonları hesaplayarak, iddia edilen atasını - 2011 EO40 asteroidini aradılar. Onların görüşüne göre, Chelyabinsk göktaşı ondan yaklaşık 20-40 bin yıl ayrıldı.
Chelyabinsk göktaşının süzülme yolunu hesaplayan Jiri Borovichka liderliğindeki başka bir ekip (Çek Bilimler Akademisi Astronomi Enstitüsü), 2,2 km büyüklüğündeki asteroit 86039'un (1999 NC43) yörüngesine çok benzediğini buldu. Örneğin, her iki nesnenin yörüngesinin yarı ana ekseni 1.72 ve 1.75 AU'dur ve günberi mesafesi 0.738 ve 0.74'tür.
Zor yaşam yolu
Dünyanın yüzeyine düşen Chelyabinsk göktaşı parçalarına göre, bilim adamları yaşam tarihini "belirlediler". Chelyabinsk göktaşının güneş sistemimizin bir akranı olduğu ortaya çıktı. Uranyum ve kurşun izotoplarının oranlarını incelerken, yaklaşık 4.45 milyar yaşında olduğu ortaya çıktı.
Chebarkul Gölü'nde bulunan Chelyabinsk göktaşı parçası
Zor biyografisi, göktaşı kalınlığındaki koyu renkli ipliklerle gösterilir. Güçlü bir darbe sonucu içeri giren maddelerin erimesi sırasında ortaya çıktılar. Bu, yaklaşık 290 milyon yıl önce bu asteroidin bir tür kozmik nesneyle güçlü bir çarpışmaya dayandığını gösteriyor.
Jeokimya ve Analitik Kimya Enstitüsü bilim adamlarına göre. Vernadsky RAN, çarpışma yaklaşık birkaç dakika sürdü. Bu, tamamen erimek için zamanı olmayan demir çekirdeklerin çizgileriyle gösterilir.
Aynı zamanda, IGM SB RAS'tan (Jeoloji ve Mineraloji Enstitüsü) bilim adamları, kozmik cismin Güneş'e aşırı yaklaşması nedeniyle erime izlerinin ortaya çıkmış olabileceği gerçeğini reddetmemektedir.
meteor yağmuru
Yılda birkaç kez meteor yağmurları, berrak gece gökyüzünü yıldızlar gibi aydınlatır. Ama yıldızlarla gerçekten hiçbir ilgileri yok. Bu küçük kozmik meteor parçacıkları, kelimenin tam anlamıyla göksel kalıntılardır.
Göktaşı mı, göktaşı mı, göktaşı mı?
Bir meteoroid Dünya atmosferine girdiğinde, meteor veya "kayan yıldız" adı verilen bir ışık patlaması üretir. Yüksek sıcaklıklar Dünya atmosferindeki meteor ile gaz arasındaki sürtünmeden kaynaklanan, göktaşını parlayacağı noktaya kadar ısıtır. Bu, meteoru Dünya yüzeyinden görünür kılan aynı parıltıdır.
Meteorlar genellikle çok kısa bir süre için parlarlar - Dünya yüzeyine çarpmadan önce tamamen yanma eğilimindedirler. Meteor, Dünya atmosferinden geçerken parçalanmazsa ve yüzeye düşerse, o zaman bir göktaşı olarak bilinir. Bazı enkaz parçalarının Ay ve Mars'a ait olduğu tespit edilmiş olsa da, göktaşlarının Asteroit Kuşağından geldiğine inanılıyor.
Meteor yağmurları nelerdir?
Bazen meteorlar, meteor yağmuru olarak bilinen devasa yağmurlar halinde düşer. Meteor yağmurları, bir kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştığında ve arkasında ekmek kırıntıları şeklinde kalıntılar bıraktığında meydana gelir. Dünya ve kuyruklu yıldızın yörüngesi kesiştiğinde, Dünya'ya bir meteor yağmuru düşer.
Yani bir meteor yağmuru oluşturan meteorlar paralel bir yolda ve aynı hızda hareket ederler, bu yüzden gözlemciler için gökyüzünde aynı noktadan gelirler. Bu nokta "radyant" olarak bilinir. Geleneklere göre, meteor yağmurları, özellikle düzenli olanlar, geldikleri takımyıldızdan sonra adlandırılır.
Göktaşı- bu, atmosferden geçiş sırasında korunan ve Dünya'nın yüzeyine ulaşan katı bir dünya dışı maddedir. Meteoritler, oluşumlarından bu yana daha fazla parçalanma yaşamamış olan SS'lerin en ilkelleridir. Bu, göreceli dağılım gerçeğine dayanmaktadır. refrakter el. meteoritlerde güneş dağılımına karşılık gelir. Meteoritler şu şekilde sınıflandırılır: (metal fazın içeriğine göre): Taş(aerolitler): akondritler, kondritler, demir taş(siderolitler), ütü(sideritler). Demir göktaşları - %6 ila %9 arasında bir nikel katkılı kamasit - kozmik kökenli doğal Fe'den oluşur. Demir taş göktaşları Küçük dağıtım Grup. Eşit ağırlık oranlarında silikat ve Fe fazları ile iri taneli yapılara sahiptirler. (Silikat mineralleri - Ol, Px; Fe fazı - Widmanstätten iç içe büyümüş kamasit). Taş göktaşları - metal katkılı Mg ve Fe silikatlarından oluşur. Alt bölümlere ayrılmış Kondrit, akondrit ve karbonlu.kondritler: Silikatlardan, daha az sıklıkla silikat camdan oluşan, ilk mm veya daha küçük boyutta küresel segregasyonlar. Fe açısından zengin bir matris içine yerleştirilmiştir. Kondritlerin hamuru, Ol, Px (Ol-bronzit, Ol-hipersten ve Ol-pijonitik) ile nikel Fe (Ni-4-7%), troilit (FeS) ve plajiyoklazın ince taneli bir karışımıdır. Kondritler - kristalize. ya da camsı damlalar, kedi. Resim. ısıtmaya maruz kalan önceden var olan bir silikat malzemeyi eritirken. Akondritler: Kondrül içermez, daha düşük içeriğe sahiptir. nikel Fe ve daha kaba yapılar. Başlıca mineralleri Px ve Pl'dir, bazı türleri Ol'da zenginleştirilmiştir. Akondritler, bileşim ve yapısal özellikler bakımından karasal Gabbroidlere benzer. Kompozisyon ve yapı, magmatik bir kökenden bahseder. Bazen lav gibi kabarcıklı yapılar vardır. Karbonlu kondritler (büyük miktarlarda karbonlu madde) Karbonlu kondritlerin karakteristik özelliği - uçucu bir bileşenin varlığı, ilkelliği gösteren (uçucu elementlerin çıkarılması gerçekleşmedi) ve fraksiyonasyona uğramadı. Tip C1 çok sayıda içerir klorit(sulu Mg, Fe alüminosilikatlar) ve ayrıca manyetit, suda çözünür tuz, yerliS, dolomit, olivin, grafit, organ. bağlantılar.Şunlar. imajlarından beri - onlar isimdir. T'de > 300 0 С değil. kondrit göktaşları 1/3 kimyasal eksikliği. E-posta kompozisyon ile karşılaştırıldığında karbonlu kondritler, kedi. protoplanetary maddenin bileşimine en yakın. Uçucu e-posta eksikliğinin en olası nedeni. - sıralı yoğuşma el. ve bunların bileşikleri uçuculuklarının tersi sırada.
5.Protoplanetary maddenin birikim ve farklılaşmasının tarihsel ve modern modelleri 40'lı yıllarda O.Yu Schmidt, Dünya'nın ve CG'nin gezegenlerinin sıcak güneş gazları pıhtılarından değil, HB birikimi yoluyla oluştuğu fikrini dile getirdi. cisimler ve parçacıklar - daha sonra yığılma sırasında erimeyi deneyimleyen gezegenler (büyük gezegenlerin çarpışmaları nedeniyle ısınma, çapları birkaç yüz kilometreye kadar). Şunlar. çekirdek ve manto ve gaz gidermenin erken farklılaşması. Eski. iki bakış açısını ilişkilendirir. birikim mekanizması ve gezegenlerin katmanlı yapısının şekli hakkında fikirler. Modeller homojen ve heterojen birikim: HETEROJEN TOPLAMA 1. Kısa süreli birikim. Erken heterojen yığılma modelleri(Turekian, Vinogradov), Z.'nin protoplanetary buluttan yoğunlaşırken malzemeden biriktiğini varsaymıştır. Erken modeller, Z.'nin proto-çekirdeğini oluşturan Fe-Ni alaşımının düşükten değişen erken > T birikimini içerir. T dış kısımlarının silikatlardan toplanmasıyla. Artık birikim sürecinde sürekli bir değişim olduğuna inanılıyor. oluşan gezegenin merkezinden çevresine Fe/silikat oranının biriken malzemesinde. Toprak biriktikçe ısınır ve silikatlardan ayrılan ve çekirdeğe çöken Fe'yi eritir. Gezegenin soğumasından sonra, kütlesinin yaklaşık %20'si, çevre boyunca uçucu maddelerce zenginleştirilmiş malzeme ile eklenir. Proto-dünyada, çekirdek ile manto, yani bir kedi arasında keskin sınırlar yoktu. yerçekimi sonucu kurulmuştur. ve kimya. gezegenin evriminin bir sonraki aşamasında farklılaşma. İlk versiyonlarda, farklılaşma esas olarak ZK'nın oluşumu sırasında meydana geldi ve Dünya'yı bir bütün olarak ele geçirmedi. HOMOJEN TOPLANMA 2. 108 yıllık daha uzun bir birikim süresi varsayılmaktadır. Dünya'nın ve Dünya'nın gezegenlerinin yığılması sırasında, yoğunlaşan cisimlerin bileşimi, uçucu maddelerce zenginleştirilmiş karbonlu kondritlerden Allende tipi refrakter bileşenlerle zenginleştirilmiş maddelere kadar geniş farklılıklara sahipti. Formların gezegenleri. bu göktaşları kümesinden in-va ve aralarındaki fark ve benzerlik göreli olarak belirlendi. oranlar in-va farklı kompozisyon. Ayrıca gerçekleşti protoplanetlerin makroskopik homojenliği. Muazzam bir çekirdeğin varlığı, başlangıçta Fe-Ni göktaşları tarafından tanıtılan ve Dünya'nın her yerine eşit olarak dağılmış olan alaşımın, evrimi sırasında orta kısma ayrıldığını göstermektedir. Kompozisyonda homojen gezegen kabuklara ayrıldı yerçekimi farklılaşması ve kimyasal süreçler sürecinde. Modern heterojen birikim modeli kimyayı açıklamak için. mantonun bileşimi bir grup Alman bilim adamı (Wencke, Dreybus, Yagoutz) tarafından geliştirilmektedir. Mantodaki içeriğin orta derecede uçucu (Na, K, Rb) ve orta derecede siderofilik (Ni, Co) el. ile farklı olduğunu bulmuşlardır. Me/silikatın dağılım katsayıları, mantoda aynı bolluğa sahiptir (C1 ile normalize edilmiştir) ve en güçlü siderofil elementler aşırı konsantrasyonlara sahiptir. Şunlar. çekirdek, manto rezervuarı ile dengede değildi. teklif ettiler heterojen birikim :bir. Toplama, uçucu elementlerden yoksun, güçlü bir şekilde indirgenmiş bileşen A'nın birikmesiyle başlar. ve diğer tüm e-postaları içerir. C1 ve Fe'ye karşılık gelen miktarlarda ve indirgenmiş durumdaki tüm siderofillerde. T'deki bir artışla, bir çekirdeğin oluşumu, toplanma ile aynı anda başlar. 2. Toplanmadan sonra, giderek daha fazla oksitlenmiş malzeme, bileşen B, dünya kütlesinin 2/3'ünde birikmeye başlar. ve onları çekirdeğe aktarın. Orta derecede uçucu, uçucu ve orta derecede siderofilik el kaynağı. manto yavl'da. yakın nispi bolluklarını açıklayan bileşen B. Böylece, Dünya %85'i A bileşeninden ve %15'i B bileşeninden oluşur. Genel olarak, manto bileşimi, çekirdeğin homojenleştirilmesi ve A bileşeninin silikat kısmı ile B bileşeninin maddesinin karıştırılmasıyla ayrılmasından sonra oluşur. .
6. izotoplar kimyasal elementler. izotoplar - aynı elektronun atomları, ancak farklı sayıda nötron N'ye sahipler. Sadece kütle bakımından farklılık gösterirler. izotonlar - farklı Z'ye sahip, ancak aynı N'ye sahip farklı el atomları. Dikey sıralar halinde düzenlenirler. izobarlar - bir kedide farklı el atomları. eşit kütleler. sayılar (A=A), ancak farklı Z ve N. Çapraz sıralarda düzenlenirler. Nükleer kararlılık ve izotop bolluğu; radyonüklidler Bilinen nüklidlerin sayısı ~ 1700 olup, bunların 260'ı kararlıdır.Nüklit diyagramında, kararlı izotoplar (gölgeli kareler) kararsız nüklidlerle çevrili bir bant oluşturur. Sadece belirli bir Z ve N oranına sahip nüklitler kararlıdır.N'nin Z'ye oranı, artan A ile 1'den ~ 3'e yükselir. 1. Nüklitler, bir kat. N ve Z yaklaşık olarak eşittir. N=Z çekirdeklerinde Ca'ya kadar. 2. Kararlı nüklidlerin çoğu çift Z ve N'ye sahiptir. 3. Daha az yaygın olanı çift sayılı kararlı nüklidlerdir. Z ve tek. N veya hatta N ve tek. Z. 4. Tek Z ve N ile nadir kararlı nüklidler.
kararlı nüklid sayısı | ||||
garip |
garip | |||
garip |
garip | |||
garip |
garip |
Hatta çekirdeklerde. Z ve N nükleonları, kararlılıklarını belirleyen düzenli bir yapı oluşturur. Hafif e-postada izotop sayısı daha azdır. ve götürdü. PS'nin orta kısmında, 10 kararlı izotopa sahip Sn (Z=50) için bir maksimuma ulaşır. Garip olan elementler. Z kararlı izotopları 2'den fazla değil.
7. Radyoaktivite ve türleri radyoaktivite - kararsız atomların (radyonükleidler) çekirdeklerinin, parçacıkların ve/veya enerji radyasyonunun yayılmasıyla birlikte diğer elementlerin kararlı çekirdeklerine kendiliğinden dönüşümleri. St. glad-ty kimyasala bağlı değildir. Kutsal atomlar, ancak çekirdeklerinin yapısı tarafından belirlenir. Radyoaktif bozunmaya değişiklikler eşlik eder. Ana atomun Z ve N ve bir el atomunun dönüşümüne yol açar. başka bir e-postanın atomuna. Rutherford ve diğer bilim adamları tarafından da memnun olduğu gösterilmiştir. bozunmaya üç farklı tipte radyasyon emisyonu eşlik eder, a, b, g. a-ışınları - yüksek hızlı parçacıkların akışları - He çekirdekleri, b - ışınları - akışlar e - , g - ışınları - yüksek enerjili ve daha kısa λ ile elektromanyetik dalgalar. radyoaktivite türleri a-çürüme- a-parçacıklarının emisyonu ile bozunma, Z> 58 (Ce) olan nüklidler için ve 5He, 5Li, 6Be dahil olmak üzere küçük Z'ye sahip bir grup nüklid için mümkündür. a-parçacığı 2 P ve 2N'den oluşur, Z'de 2 konum kayması vardır. Başlangıç izotopuna denir. ebeveyn veya anne ve yeni kurulan - çocuk.
b-çürüme- üç tipi vardır: normal b-çürüme, pozitron b-çürüme ve e - yakalama. Sıradan b-çürüme- bir nötronun bir protona dönüşmesi olarak kabul edilebilir ve e - , son veya beta parçacığı - çekirdekten dışarı atılır, buna g-radyasyonu şeklinde enerji emisyonu eşlik eder. Kız nüklid ebeveynin bir izobarıdır, ancak yükü daha fazladır.
Kararlı bir nüklid oluşana kadar bir dizi bozunma vardır. Örnek: 19 K40 -> 20 Ca40 b - v - Q. pozitron b-çürüme- pozitif bir pozitron b parçacığının çekirdeğinden emisyon, oluşumu - bir nükleer protonun bir nötron, pozitron ve nötrinoya dönüşümü. Kız nüklid bir izobardır ancak daha küçük bir yükü vardır.
Örnek, 9 F18 -> 8 O18 b v Q N sayısı azalırken. Nükleer kararlılık bölgesinin solundaki atomlar nötrondan yoksundur, pozitron bozunmasına uğrarlar ve sayıları N artar. Bu nedenle, b- ve b- bozunması sırasında, Z ve N'nin değişme eğilimi vardır, bu da kızı nüklidlerin nükleer kararlılık bölgesine yaklaşmasına yol açar. e – ele geçirmek- yörünge elektronlarından birinin yakalanması. K-kabuğundan yakalanma olasılığı yüksek, kedi. çekirdeğe en yakın. e - yakalama, nötrino çekirdeğinden emisyona neden olur. kızı nüklid yavl. izobar ve pozitron bozunmasında olduğu gibi ebeveyne göre aynı konumu işgal eder. b - radyasyon yoktur ve K kabuğunda bir boşluk dolduğunda, X ışınları yayılır. saat g radyasyon ne Z ne de A değişir; çekirdek normal durumuna döndüğünde, formda enerji açığa çıkar. g-radyasyonu. Doğal izotoplar U ve Th'nin bazı yavru nüklidleri, ya b-parçacıkları yayarak ya da a-bozunma yoluyla bozunabilir. Önce b-çürüme meydana geldiyse, ardından a-çürüme meydana geldi ve bunun tersi de geçerlidir. Başka bir deyişle, bu iki alternatif bozunma modu kapalı döngüler oluşturur ve her zaman aynı nihai ürüne - kararlı Pb izotoplarına yol açar.
8. Karasal maddenin radyoaktivitesinin jeokimyasal sonuçları. Lord Kelvin (William Thomson) 1862'den 1899'a kadar bir dizi hesaplama yaptı, cat. Dünyanın olası yaşı konusunda kısıtlamalar getirdi. Güneş'in parlaklığı, ay gelgitlerinin etkisi ve Dünya'nın soğuma süreçleri dikkate alınarak yapıldılar ve Dünya'nın yaşının 20-40 milyon yıl olduğu sonucuna vardı. Daha sonra Rutherford, U min'in yaşının belirlenmesini gerçekleştirdi. ve yaklaşık 500 milyon yıllık değerler aldı. Daha sonra Arthur Holmes, "The Age of the Earth" (1913) adlı kitabında jeokronolojide radyoaktivite çalışmasının önemini göstermiş ve ilk GHS'yi vermiştir. Sedimanter tortuların kalınlığına ve U içeren minerallerdeki radyojenik bozunma ürünleri - He ve Pb içeriğine ilişkin verilerin dikkate alınmasına dayanıyordu. jeolojik ölçek- ZK'nın sayısal zaman birimlerinde ifade edilen doğal tarihsel gelişiminin ölçeği. Dünya'nın yığılma yaşı yaklaşık 4,55 milyar yıldır. 4 veya 3,8 milyar yıla kadar olan dönem, gezegensel iç farklılaşma ve birincil kabuğun oluşum zamanıdır, buna katarchey denir. Z. ve ZK'nın en uzun yaşam süresi Prekambriyen, kedi. 4 milyar yıldan 570 milyon yıla kadar uzanır, yani. yaklaşık 3.5 milyar yıl. Bilinen en eski kayaların yaşı şimdi 4 milyar yılı aşıyor.
9. Elementlerin V.M. tarafından jeokimyasal sınıflandırılması. HolshmidtDayalı: 1- dağıtım e-postası. meteoritlerin farklı fazları arasında - birincil HC farklılaşması sırasında ayrılma Z. 2 - belirli elementlerle (O, S, Fe) spesifik kimyasal afinite, 3 - elektron kabuklarının yapısı. Göktaşlarını oluşturan elementlerin başında O, Fe, Mg, Si, S gelmektedir. Göktaşları üç ana aşamadan oluşur: 1) metal, 2) sülfür, 3) silikat. tüm e-posta O, Fe ve S için nispi afinitelerine göre bu üç faz arasında dağıtılır. Goldschmidt sınıflandırmasında, aşağıdaki elek grupları ayırt edilir: 1) siderofilik(demir seven) - metal. meteorların fazı: el., Fe - Fe, Co, Ni, tüm platinoidler (Ru, Rh, Pd, Pt, Re, Os, Ir) ve Mo ile keyfi bileşimde alaşımlar oluşturma. Genellikle yerel bir devlete sahiptirler. Bunlar, grup VIII ve bazı komşularının geçiş unsurlarıdır. Z iç çekirdeğini oluşturun. 2) kalkofilik(bakır seven) - meteoritlerin sülfür fazı: S ve analogları Se ve Te ile doğal bileşikler oluşturan elementler ayrıca As (arsenik) için bir afiniteye sahiptir, bazen bunlara (sülfürofilik) denir. Kolayca yerel bir duruma geçin. Bunlar, ikincil alt grup I-II ve ana alt grup III-VI PS 4 ila 6 gruplarının elemanlarıdır. dönem S. En ünlüleri Cu, Zn, Pb, Hg, Sn, Bi, Au, Ag'dir. Siderofil el. – Ni, Co, Mo ayrıca büyük miktarda S ile kalkofilik olabilir. İndirgeyici koşullar altında Fe, S (FeS2) için bir afiniteye sahiptir. Yıldızın modern modelinde, bu metaller yıldızın kükürt bakımından zengin dış çekirdeğini oluşturur.
3) litofilik(sevgi dolu taş) - meteoritlerin silikat fazı: el., O2 (oksifilik) için bir afiniteye sahip. Oksijen bileşikleri oluştururlar - oksitler, hidroksitler, oksijen asitleri-silikatların tuzları. Oksijenli bileşiklerde 8 elektronlu bir extre sahiptirler. kabuk. Bu, 54 elementin en büyük grubudur (C, ortak petrojenik - Si, Al, Mg, Ca, Na, K, demir ailesinin elementleri - Ti, V, Cr, Mn, nadir - Li, Be, B, Rb, Cs, Sr , Ba, Zr, Nb, Ta, REE, yani atmofilik olanlar hariç diğerleri). Oksitleyici koşullar altında demir oksifiliktir - Fe2O3. manto Z'yi oluşturur. 4) atmofilik(har-but gaz hali) - kondrit matrisi: H, N asal gazlar (He, Ne, Ar, Kr, Xe, Rn). Z atmosferini oluştururlar. Ayrıca böyle gruplar vardır: nadir toprak Y, alkali, büyük iyon litofil elementleri LILE (K, Rb, Cs, Ba, Sr), yüksek yüklü elementler veya yüksek alan kuvvetli HFSE (Ti, Zr) elementleri , Hf, Nb, Ta , Th). Bazı e-posta tanımları: petrojenik (kaya oluşturan, ana) küçük, nadir, eser elementler- kons. %0.01'den fazla değil. dağınık- mikroel. kendi minerallerini oluşturmayan aksesuar- form aksesuarı min. cevher- cevher madenleri oluşturur.
10. Atomların ve iyonların doğal sistemlerdeki davranışlarını belirleyen temel özellikleri. yörünge yarıçapları - radyal yoğunluğun maksimumunun yarıçapları e – ext. yörüngeler. Serbest haldeki atomların veya iyonların boyutlarını yansıtırlar, yani. kimya dışında. bağlantılar. Ana faktör e - elektronun yapısı ve daha fazla e - kabuk, boyut daha büyük. Def. atomların veya iyonların boyutları önemli bir şekilde yavl. Def. bir atomun merkezinden diğerinin merkezine olan mesafe, kat. bağ uzunluğu denir. Bunun için röntgen yöntemleri kullanılır. İlk yaklaşımda, atomlar küreler olarak kabul edilir ve “toplanabilirlik ilkesi” uygulanır, yani. atomlar arası mesafenin, içeriyi oluşturan atomların veya iyonların yarıçaplarının toplamı olduğuna inanılmaktadır. Ardından, bir el'in yarıçapı olarak belirli bir değeri bilmek veya kabul etmek. diğerlerinin boyutlarını hesaplayabilirsiniz. Bu şekilde hesaplanan yarıçapa denir. etkili yarıçap . koordinasyon numarası dikkate alınan atom veya iyonun çevresinde çok yakın bulunan atom veya iyonların sayısıdır. CF, R k /R a oranı ile belirlenir: değerlik - kimyasal oluşumu sırasında atoma verilen veya eklenen e- miktarı. bağlantılar. iyonlaşma potansiyeli bir atomdan e-'yi çıkarmak için gereken enerjidir. Atomun yapısına bağlıdır ve deneysel olarak belirlenir. İyonizasyon potansiyeli, bu e-postanın bir atomunu iyonize etmek için yeterli olan katot ışınlarının voltajına karşılık gelir. Birkaç e - dıştan uzaklaştırılan için birkaç iyonlaşma potansiyeli olabilir. e - kabuklar. Her bir sonraki e - ayrılması daha fazla enerji gerektirir ve her zaman olmayabilir. Genellikle 1. e - , cat'in iyonlaşma potansiyelini kullanın. periyodikliği algılar. İyonlaşma potansiyellerinin eğrisinde, kolayca e - kaybeden alkali metaller, eğri üzerinde minimum, inert gaz - pikleri işgal eder. Atom numarası arttıkça, periyotta iyonlaşma potansiyelleri artar ve grupta azalır. Karşılıklı, afinite ke - . elektronegatiflik - e çekme yeteneği - bileşiklere girerken. Halojenler en elektronegatif, alkali metaller en az olanlardır. Elektronegatiflik, bir atomun çekirdeğinin yüküne, belirli bir bileşikteki değerliliğine ve e-kabukların yapısına bağlıdır. EC'yi enerji birimlerinde veya geleneksel birimlerde ifade etmek için tekrarlanan girişimlerde bulunulmuştur. EC değerleri, PS gruplarına ve periyotlarına göre düzenli olarak değişir. EO, alkali metaller için minimumdur ve halojenler için artar. Litofilik katyonlarda EO azalır. Li'den Cs'ye ve Mg'den Ba'ya, yani. yakınlaştırma ile iyon yarıçapı. Kalkofil el. EO, aynı PS grubundan litofillerinkinden daha yüksektir. O ve F gruplarının anyonları için, EO grubu azaltır ve bu nedenle bu el için maksimumdur. E-posta keskin bir şekilde Farklı anlamlar EO'lar, iyonik tipte ve yakın ve yüksek - kovalent tipte, yakın ve düşük - metalik tipte bileşikler oluşturur. Cartledge (I)'in iyonik potansiyeli, değerliliğin Ri'ye oranına eşittir, katyoniklik veya iyonojeniklik özelliklerini yansıtır. VM Golshmidt, katyoniklik ve anyoniklik özelliklerinin soy gaz tipi iyonlar için değerlik (W) ve R i oranına bağlı olduğunu gösterdi. 1928'de K. Cartledge bu orana iyonik potansiyel I adını verdi. I el'in küçük değerlerinde. tipik bir metal ve katyon (alkali ve toprak alkali metaller) gibi ve genel olarak tipik bir metal olmayan ve anyon (halojenler) gibi davranır. Bu ilişkiler uygun bir şekilde grafiksel olarak tasvir edilmiştir. Diyagram: iyon yarıçapı - değerlik. İyonik potansiyelin değeri, e-postanın hareketliliğini değerlendirmemizi sağlar. içinde su ortamı. E-posta düşük ve yüksek I değerleri ile en kolay mobil olanlardır (düşük değerlerle iyonik çözeltilere geçerler ve göç ederler, yüksek değerlerle karmaşık çözünür iyonlar oluştururlar ve göç ederler) ve ara olanlarla inerttirler. Ana kimya türleri. bağları, ana mineral gruplarında karakter bağları. İyonik- zıt yüklü iyonların çekimi nedeniyle görüntü. (elektronegatiflikte büyük bir farkla) Çoğu madende iyonik bağ baskındır. ZK - oksitler ve silikatlar, hidro ve atmosferlerde de en yaygın bağ türüdür. İletişim, geniş bir kimyasal göçü olduğu için eriyiklerde, çözeltilerde, gazlarda iyonların kolay ayrışmasını sağlar. El., dağılımları ve karasal jeosferlerde sonları. kovalent - isim. etkileşim nedeniyle e - farklı atomlar tarafından kullanılır. e için tipik eşit derecede çekicilik ile e – , yani. EO. Sıvı ve gaz halindeki maddeler (H2O, H2, O2, N2) için Har-na ve bir kristal için daha az. Sülfürler, ilgili bileşikler As, Sb, Te ve monoel, bir kovalent bağ ile karakterize edilir. metal olmayan bileşikler - grafit, elmas. Kovalent bileşikler, düşük çözünürlük ile karakterize edilir. metal- özel bir durum kovalent bağ, her atom kendi e-'sini tüm komşu atomlarla paylaştığında. e - serbest hareket kabiliyeti. Doğal metaller için tipiktir (Cu, Fe, Ag, Au, Pt). Birçok dk. bir bağlantın var, bir kedi. kısmen iyonik, kısmen kovalent. sülfür madenlerinde. kovalent bağ maksimum olarak kendini gösterir, metal ve S atomları arasında ve metalik olan - metal atomları (metal, sülfitlerin parlaklığı) arasında gerçekleşir. Polarizasyon - bu, büyük değerlikli küçük bir katyon tarafından bir anyonun e-bulutunun bozulmasının etkisidir, böylece küçük bir katyon, büyük bir anyonu kendine çekerek etkin R'sini azaltır, kendisi e-bulutuna girer. Yani katyon ve anyon düzenli küreler değildir ve katyon, anyonun deformasyonuna neden olur. Katyonun yükü ne kadar yüksek ve boyutu ne kadar küçükse, polarizasyonun etkisi o kadar güçlü olur. Ve anyonun boyutu ve negatif yükü ne kadar büyük olursa, polarize olur - deforme olur. Litofilik katyonlar (8 elektron kabuklu) kabukları tamamlanmış iyonlardan (Fe gibi) daha az polarizasyona neden olur. Kalkofil iyonları büyük seri numaraları ve yüksek değerli neden ile en güçlü polarizasyon. Bu, karmaşık bileşiklerin oluşumu ile ilişkilidir: 2-, , 2-, 2-, kat. çözünür ve yavl. hidrotermal çözeltilerde metallerin ana taşıyıcıları.
11.Durum (konum şekli) e-postası. doğada. GC tahsisinde: aslında min. (kristal fazlar), min. cinsinden safsızlıklar, saçılma halinin çeşitli biçimleri; e-posta konum formu doğada iyonlaşma derecesi, har-re kimya hakkında bilgi taşır. e-posta bağlantıları aşamalar halinde, vb. V-in (el.) üç ana formdadır. Birincisi, son atomlar, görüntü. yıldızlar farklıdır. türleri, gazlı bulutsular, gezegenler, kuyruklu yıldızlar, göktaşları ve uzay. televizyon. parçacıklar in-va. Kons. derecesi V-va tüm bedenlerde farklıdır. Gazlı bulutsulardaki atomların en dağınık halleri, yerçekimi kuvvetleri tarafından tutulur veya bunların üstesinden gelmek üzeredir. İkinci dağınık atomlar ve moleküller, serbest atomlardan, iyonlardan, moleküllerden oluşan yıldızlararası ve galaksiler arası gazın bir görüntüsü, e -. Gökadamızdaki miktarı, yıldızlarda ve gazlı bulutsularda yoğunlaşan miktardan çok daha azdır. Yıldızlararası gaz farklı konumlarda bulunur. seyrek aşamalar. Üçüncüsü - yoğun bir şekilde göç eden, muazzam bir hızla uçan atom çekirdeği ve kozmik ışınları oluşturan temel parçacıklar. VE. Vernadsky, kimyayı bulmanın dört ana biçimini seçti. E-posta ZK'da ve yüzeyinde: 1. kayalar ve mineraller (katı kristal fazlar), 2. magmalar, 3. dağınık hal, 4. canlı madde. Bu formların her biri, atomlarının özel durumu ile ayırt edilir. Eski. ve e-posta bulma biçimlerinin diğer tahsisi. doğada, belirli sv-in kendilerine bağlı olarak e-posta. yapay zeka Perelman öne çıktı mobil ve inert formlar kimya bulmak. E-posta litosferde. Onun tanımına göre, hareketli form kimyanın böyle bir halidir. E-posta gp'de, topraklarda ve cevherlerde, bir kedide olmak. E-posta kolayca çözüme geçebilir ve göç edebilir. atıl form kedide kentsel yerleşimlerde, cevherlerde, ayrışan kabuk ve topraklarda böyle bir durumu temsil eder. E-posta bu durumun şartlarında düşük bir göç moduna sahiptir ve çözüme geçemez ve göç edemez.
12. Göçün iç faktörleri.
Göç- kimyasalların hareketi E-posta Z jeosferlerinde, dağılmalarına veya yoğunlaşmalarına yol açar. Clarke - orta kons. her kimyasalın ana GP ZK türlerinde. E-posta belirli bir kimyasalın koşulları altında bir denge durumu olarak kabul edilebilir. Çarşambaları, bir kediden sapma. bu e-postayı taşıyarak kademeli olarak azaltıldı. Karasal koşullar altında, kimyasalların göçü E-posta herhangi bir ortamda olur - TV. ve gaz halinde (difüzyon), ancak sıvı bir ortamda (eriyiklerde ve sulu çözeltilerde) daha kolaydır. Aynı zamanda, kimyasalların göç biçimleri E-posta ayrıca farklıdır - atomik (gazlar, eriyikler), iyonik (çözeltiler, ergimeler), moleküler (gazlar, çözeltiler, ergimeler), koloidal (çözeltiler) formlarda ve kırıntılı parçacıklar (hava ve su ortamı) şeklinde göç edebilirler. . AI Perelman, dört tür kimyasal göçü ayırt eder. El.: 1.mekanik, 2.fizik-kimyasal, 3.biyojenik, 4.teknolojik. En önemli iç faktörler: 1. Elektriğin termal özellikleri, yani. uçuculukları veya infüzyonları. 1400 o K'den fazla bir T yoğunlaşmasına sahip olan El., refrakter platinoidler, litofilik - Ca, Al, Ti, Ree, Zr, Ba, Sr, U, Th), 1400 ila 670 o K - orta derecede uçucu. [litofil - Mg, Si (orta derecede refrakter), birçok kalkofil, siderofil - Fe, Ni, Co],< 670 o K – летучими (атмофильные). На основании этих св-в произошло разделение эл. по геосферам З. При магм. процессе в условиях высоких Т способность к миграции будет зависеть от возможности образования тугооплавких соединений и, нахождения в твердой фазе. 2. Хим. Св-ва эл. и их соединений. Атомы и ионы, обладающие слишком большими или слишком малыми R или q, обладают и повышенной способностью к миграции и перераспределению. Хим. Св-ва эл. и их соединений приобретают все большее значение по мере снижения T при миграции в водной среде. Для литофильных эл. с низким ионным потенциалом (Na, Ca, Mg) в р-рах хар-ны ионные соединения, обладающие высокой раствор-ю и высокими миграционными способностями. Эл. с высокими ионными потенциалами образуют растворимые комплексные анионы (С, S, N, B). При низких Т высокие миграционные способности газов обеспечиваются слабыми moleküler bağlar onların molekülleri. Memnun. Saint-va, izotopik bileşimdeki değişikliği ve diğer el çekirdeklerinin görünümünü belirleyin.
Meteorların kimyasal bileşimi nedir? ve en iyi cevabı aldım
Tata[guru]'dan yanıt
Kimyasal bileşim.
Asteroitlerin kimyasal bileşimi, göktaşlarının kimyasal bileşimine benzer, bu nedenle göktaşlarının bileşiminin tanımı asteroitlere tamamen uygulanabilir. Kuyruklu yıldızlar ise çeşitli kimyasal elementlerden oluşan birkaç parçadan (çekirdek, baş ve kuyruk) oluştuğu için daha karmaşık bir bileşime sahiptir.
Göktaşlarının kimyasal bileşimini, bilim adamlarının eline düşen göktaşlarının bileşimine göre değerlendirebiliriz. Bugüne kadar genellikle üç sınıfa ayrılırlar: taş, taş-metal ve metal. Asteroitler, göktaşlarından çok daha büyüktür ve şimdiye kadar yapıları yalnızca yansıtıcılıklarından tahmin edilebilir. Üç grup asteroit vardır - karanlık, açık ve metalik.
Aşağıdaki tablo, farklı sınıflardaki meteoritlerdeki bireysel kimyasal elementlerin içeriği için yalnızca ortalama değerler vermektedir. Yukarıdakilerden, yalnızca üç meteorit ve asteroit sınıfı olduğu sonucu çıkar, ancak bu tamamen doğru değildir. Meteoritlerin sınıfları ikiye ayrılır. Büyük sayı alt sınıflar, yani her sınıftaki meteoritlerin kimyasal bileşimi büyük ölçüde değişir.
Metalik meteorları düşünün. İçeriği göktaşı türünü belirleyen ana kimyasal elementler demir ve nikeldir. Bu nedenle, nikel içeriğine bağlı olarak, meteoritler altı yüzlü, oktahedrit ve ataksitlere ayrılır. Ancak bu alt sınıflar içinde bile meteoritlerin nikel içeriği farklıdır. Ataksitler, nikel içeriğine bağlı olarak, nikel bakımından zengin ve fakir olarak ayrılır.
Taşlı göktaşları ve mezosideritlerde kapanımlar oluşturan ve ayrıca pallastitlerin temelini oluşturan nikel demirin ortalama kimyasal bileşimi, genellikle ince ve çok ince yapılı oktahedritlerin ortalama bileşimine yakındır.
Göktaşlarındaki kimyasal elementlerin dağılımı, Dünya'dakiyle aynı kalıba, yani Oddo-Harkins yasasına uyar. Bu yasaya göre, sıra sayısı çift olan bir eleman, sıra sayısı tek olan komşu elemanlardan daha yaygındır.
Ayrıca kuruldu ilginç özellik meteorlarda nadir bulunan safsızlıkların içeriği. Yüzde milyonda bir oranında meteorlarda bulunan bu safsızlıkların miktarının, göktaşının kimyasal bileşimine, özellikle nikel içeriğine bağlı olduğu ortaya çıktı. Böylece, maksimum galyum içeriği hekzaedritlerde, nikelden fakir ataksitlerde ve oktahedritlerde, minimum içerik ise nikelden fakir ataksitlerde gözlenir. Başka bir deyişle, bir göktaşındaki nikel içeriği ne kadar yüksekse, o kadar az galyum içerir.
Meteorlarda olduğu gibi oluşturan parçalar sayıda gaz içerir. Hidrojen, nitrojen, karbon monoksit ve karbon dioksit. Ayrıca metalik meteoritlerde hidrojen ve karbon monoksitin baskın olduğu, taş meteoritlerde ise karbondioksitin baskın olduğu bulundu. Ayrıca meteorlarda bazı radyoaktif elementler vardır, özellikle: uranyum, helyum, potasyum, toryum. Bu, radyoaktif elementlerin miktarını ve bozunma ürünlerini ölçerek meteorların yaşını belirlemeye olanak tanır. (Burada yaş, göktaşlarını oluşturan maddenin katılaştığı andan itibaren geçen süreyi ifade eder.
metal meteorlar.
Hexahedritler tamamen bir mineral tipi demir - kamasitten oluşur. Aksesuar mineraller troilit ve schreibersit ile temsil edilir; Dobreelite ara sıra bir mineral olarak ortaya çıkar.
Oktahedritler, nikel demirin her iki mineral türünden, yani kamasit (zemin kütlesi) ve taenitten oluşur. Taenitin en büyük miktarı çok ince yapılı oktahedritlerde bulunurken, iri taneli oktahedritlerde taenit içeriği çok küçüktür. Neredeyse tamamen kamasitten oluşan Sikhote-Alin gibi oktahedritler çok nadirdir.
ATAXITES, tamamen plesit adı verilen kamasit ve taenit tanelerinin karışımından oluşur. Bu nedenle, mineral bileşimlerinde ataksitler, oktahedritlere benzer, farklı