ژئوشيمي چيست؟

اولين حوادث زمين
زمين هسته ای دارد که احتمالا از ترکيب آهن، نيکل و سولفور ساخته شده است. بيشتر شواهد اشاره به تشکيل هسته در اوائل تاريخ سياره، احتمالا در 100 ميليون سال اول، دارند. اطلاعات هسته تهی شدگی سنگهای گوشته و ماگماهای مشتق شده از آنها، در مقايسه با فراوانی آهن در جهان، اشاره دارند. از آنجا که تمايل به توزيع برخی عناصر به مذابهای دارای آهن فلزی 10000 بار بيشتر از مذابهای سيليکاته است، چنين فلزات سيدروفيل(آهن دوست) در لايه های بيرونی زمين به شدت تهی شده اند. اين امر يکی از دلايلی است که باعث می شود طلا و فلزات گروه پلاتين در سطح زمين بسيار کمياب و ذيقيمت باشند. در حقيقت، چنين فلزاتی بسيار فراوانتر از حضور در هسته فلزی می باشدو آنها فراوانی بسيار کمی دارند.
يک توضيح برای اين تضاد اين است که طلا و PGE اضافی که بعد از تشکيل هسته رسيده اند، تمام شده اند، عامل تحويل بوسيله خرده های متئوريتی به طور پيوسته در نيم ميليارد سال اول تاريخ منظومه شمسی بمباران شده اند. توضيح ديگر اين است که تمايل چنين فلزاتی به آهن در فشارهای بسيار بالا کاهش می يابد. ژئوشيميستهای آلمانی، کانادايي و استراليايي(Holzheid،A. et al،2000،Evidence for a late chondritic Veneer in the Earth s mantle from high-pressure partitioning of palladium، Nature،V. 406،p. 396-399) نشان دادند که چنين کاهشی، حداقل در 500 کيلومتر بيرونی زمين، اتفاق نمی افتد. اين امر به حملاتی که گوشته فوقانی را با فلزات نجيب بذز پاشی کرده، البته با مسائل جانبی آن، اشاره دارد. اين موضوع بحث قديمی افزايش همگن يا ناهمگن زمين را دوباره مطرح کرد که با اين حقيقت که فلزات سيدروفيل متداولتر، مثل نيکل و کبالت فراوانی گوشته را نشان نمی دهد که در عدم تعادل با تشکيل هسته می باشد. برای بيشتر تحول زمين که از ترکيب درونی آن مشتق شده اند بخصوص محتوای آب و راديو اکتيو آن، تمايز جزئي نيست.
ماه به نظر می رسد به عنوان نتيجه ای از برخورد عظيم يک توده به اندازه مريخ با زمين اوليه حاصل شده باشد. از آنجا که ماه هسته و ترکيب جهانی آهن را ندارد، چنين آغاز مصيبت باری(به طور موثر "سال صفر " برای ژئوشيمی دو توده) بايد بعد از تشکيل هسته زمين صورت گرفته باشد. به علت اينکه سنگهای ماه با حوادث بعدی تغيير کمی کرده اند، سن آن با کمی تصحيح به عنوان سن مبنا در تظر گرفته می شود- Land Highlands در حدود Ma450 سن دارند. مقايسه فراوانی طلا وPGE بين زمين و ماه مي تواند جالب باشد، چون دوره ای را که بمباران عناصر سيدروفيل را تحويل داد، مشخص می کند. تا 8/3 ميليارد سال پيش، هر دو برخوردهای فراوان داشته اند که درفاصله 8/3 تا 0/4 ميليارد سال پيش به حداکثر خود رسيده و کراترهای بسيار بزرگ ماه تشکيل شده است که اختر شناسان به آنها اصطلاح Maria يا " درياها " را داده اند.

جنگ براي الماس!
طولاني‌ترين و ويران كننده‌ترين جنگها در طول تاريخ بيشتر به علت مسائل اقتصادي بوده تا مسائلي مثل ملي پرستي يا حمايت جوانمردانه از اصول، و در برخي موارد يك كالاي خاص باعث حل بسياري از مشكلات مي‌شود. به عنوان مثال،‌جنگ 18-1914 مربوط به مخازن نفت دلتاي نيجر بود و چون كنگو مركز مخازن فلزات با ارزش Copper Belt به خصوص منابع استراتژيك كوبالت در بخش Congolese مي‌باشد جنگهاي زيادي در آن رخ مي‌دهد. مسئله دلخراش در مورد درگيريهاي اخير آفريقا – آنگولا، كنگو، سيرالئون، ليبريا – اين است كه توسط افراد ثروتمند خودخواه و تنبل حمايت مالي مي‌شوند. اين جنگلهاي الماس ارتباط مستقيم با زمين‌شناسان دارد، چون چه كسي كيمبرليتها و آثار توزيع طبيعي الماسها در آنها را پيدا كرد؟
با گذشت بيش از 30 سال از كشتار مربوط به جواهرات در آفريقا، در حاليكه دلالان و شركتهاي معدني بزرگ به فكر زيورآلات خود هستند، مردم محلي به قاچاق الماس مبادرت مي‌كنند و معيشت آنها به علت خطر و ناامني دائمي نابود شده است. Eugenie Samuel در مورد راههاي ممكن تعيين منبع الماسهاي «Fenced» با تجارت الماس از نواحي در حال درگيري مي‌نويسد
(Diarond wars, New Scientist,25 may 2002,P.6-7 Samuel, E.,2002, ) به نظر مي‌رسد كه پوشش بسيار نازك الماسهاي سخت يك ويژگي ژئوشيميايي است كه از كيمبرليت‌ها و ديگر سنگهاي غير معمول گوشته مشتق شده است. تحقيق انجام گرفته شده بر روي سنگهاي سخت از هر ايالت كيمبرليتي مي‌تواند براي اين راهبرد Forensic ممكن باشد تا شايد خونين‌ترين تجارت جهان را فرونشاند.
مشكلات زياد است. در شروع، تجارت در «الماسهاي درگير
(Conflict diamonds)» اكنون غير قانوني است، بنابراين بعيد است كه سنگهاي سختي كه براي كاليبره كردن به كار مي‌رود نمونه واقعي آن باشد. يك ژئوشيميست مشتاق بايد براي نمونه‌گيري به درون كنگو، آنگولا، ليبريا يا سيرالئون برود. روش نياز به پول دارد، با اين وجود كمپانيهاي تجاري و معدني بزرگ مشغول به طرحهاي بر چسب‌زني هستند كه بوسيله پرتوهاي يوني محصولات خود را در يك مقياس كوچك‌ كدگذاري مي‌كنند. روش برچسب‌زني در يك حالت كاملا سري براي تشخيص الماس حقيقي از نوع مصنوعي توسط ژئو شيميدانهاي روسي ابداع شد. پيدا كردن الماس نياز به اكتشاف دقيق دارد كه شامل نمونه‌برداري منظم رسوبات در طول رودخانه‌هاي زهكشي شده سرزمينهاي كيمبرليتي مي‌باشد. الماسهاي با كيفيت بالا را مي‌توان از زمين‌شناسان كاشف خريد و الماسهاي كوچك نيز ممكن است در انبار كمپانهاي معدني و سازمانهاي زمين‌شناسي وجود داشته باشد. الماس واقعي براي كاليبره كردن روش بايد در اختيار ژئوشيميدانهاي Forensic قرار بگيرد. به عنوان مثال در اوايل دهه 1950 زمين‌شناسان سازمان زمين‌شناسي Overseas كه اكنون سازمان زمين‌شناسي بريتانيا ناميده مي‌شود، نواحي الماس‌دار را تعيين مكان كردند. بلژيك و پرتغال نيز به ميزان مساوي مواد ذخيره از كنگو و آنگولا دارند.

فلورین بیشتر در چه جاهائی تمركز دارد؟
در صورتی‌كه میزان بالائی از یون كلیسم در آب‌ها وجود نداشته باشد تمركز فلورین در آب بالا خواهد بود این مسئله به دلیل میل تركیبی زیاد فلورین با كلسیم در محیط است بنابراین تمركز فلورین در آب‌های زیرزمینی كه میزان كلسیم در آنها بسیار پایین است وبا سنگ‌های دارای بیوتیت وكانی‌های غنی از فلورین در تماسند بالاست. آب چشمه‌های گرم فلورین بالائی دارد.

رادون چیست؟
یك گاز رادیو‌اكتیو است كه در اثر واپاشی رادیواكتیو اورانیوم و توریم ایجاد می‌شود. این گاز با سنگ‌های اورانیوم دار همراه است
ر چه مناطقی گاز رادون فراوان است؟
سنگ‌ها و مناطق برشی اغلب غنی از اورانیوم هستند به‌همین دلیل چنین مناطقی تمركزهای بالائی از گاز رادون دارند. در طول گسل‌ها این افزایش به سبب افزایش میزان رادون در اثر مهاجرت آن است زیرا نفوذ پذیری آن در طول گسل‌ها زیاد است
خطر گاز رادون از نظر زیست محیطی چیست؟
این گاز از نظر زیست محیطی می‌تواند خطرناك باشد زیرا موجب ایجاد ذرات آلفا می‌شود و اگر این ذرات خورده یا استنشاق شود به بافت‌های بدن صدمه وارد می‌سازد.

به غير از گازهاي اتمسفر تنها 20 عنصر به صورت آزاد و طبيعي يافت مي‌شوند. اين عناصر در سه گروه زير طبقه‌بندي مي‌شوند:
1) فلزات........................ طلا، نقره، پلاتين، مس، سرب
2) شبه فلزات ................ ارسنيك و ...
3) غيرفلزات ................. گوگرد، كربن

زئوليتها داراى منشا طبيعى بوده و به روش مصنوعى نيز توليد مى‌شوند.درياچه‌هاى قليايى و نمکى درياچه‌هاى قليايى و يا نمکى واقع در مناطق گرم و خشک در بخشى از آب اسيديته PH آن به حدود 9.5 مى‌رسد، محيط مناسبى براى تشکيل زئوليتهاست. موادى که در اين درياچه‌ها مى‌توانند به زئوليت تبديل شوند عبارتند از شيشه‌هاى طبيعى، توفها، کائولينيت، مونتموريونيت و پلاژکلاز. زئوايتهاى که در اين محيط تشکيل مى‌شوند، عبارتند از فيليسپيت، کلينوپتاليت، اريونيت و به مقدار کمتر موردنيت و منشا بازيت. علاوه بر زئوليتها، فلدسپات سديم، فلدسپات پتاسيم و کانيهاى بردار نيز تشکيل مى‌شوند.تشکيل زئوليتها در محدوده زمانى کمتر از 1000 سال انجام مى‌شود. زون بندى در يک لايه توف واقع در يک درياچه قليايى از حاشيه به طرف مرکز درياچه شامل، توف تازه به همراه مقدار جزئى کانى رسى (به دليل PH کمتر از 8)، وزن تشکيل زئوليت‌ها به دليل افزايش PH و ميزان نمکها، زون آناليست و زون تشکيل فلدسپات به دليل غلظت زياد نمکها. زون بنديى که در يک منطقه حاوى زئوليت ديده مى‌شود عبارت است از وزن شيشه طبيعى، زون کانيهاى رسى، زون کلينوپتاليت و فيليپسيت، زون آناليسم و زون پتاسيم فلدسپات.آلتراسيون از تاثير محلولهاى گرمايى در شرايط مناسب زئوليتها تشيل مى‌شوند. معمولا کلينوتپاليت و موردنيت در اعماق کمتر (دماى کمتر) و آناليست، هيولانديت، لامونتيت و واراکتيت در اعماق بيشتر (دماى بالاتر) تشکيل مى‌شوند.مناطق با سيستم آبهاى باز خاکستر و ديگر مواد پيروپلاستيکى اسيد - حد واسط سخت نشده (تفرا) تحت تاثير آبهاى سطحى و زيرزمينى قرار گرفته و تغييراتى از سطح به عمق در آنها ايجاد مى‌شود. از هيدروليز شيشه و ساير مواد در نزديکى سطح زمين کانيهاى رسى بويژه اسمکتيت تشکيل مى‌شود. با محل مواد به اعماق بيشتر ضمن افزايش PH شرايط براى تبديل شيشه به زئوليتها فراهم مى‌شود. خاکستر و مواد پيروپلاستيکى که در محيط خشکى تشکيل شده‌اند تا اعماق 20 تا 500 متر حاوى کانيهاى رسى بوده و بعد از آن در صورت مناسب بودن PH آبهاى زيرزمينى زئوليتها تشکيل مى‌شوند.خاکهاى محيطهاى قليايى در محيطهاى خشک و نيمه خشک به دليل تبخير زياد کربنات و بى‌کربنات سديم در افق سطحى خاک افزايش يافته و با افزايش PH محيط براى تشکيل زئوليتها مناسب مى‌شود. محدوده تشکيل زئوليتها از سطح آبهاى زيرزمينى به طرف سطح زمين است.رسوبات عميق دريا توفها و رسوبات عميق دريايى تحت تاثير چرخه‌هاى آبهاى گرم قرار گرفته در شرايط مناسب مى‌توانند به زئوليت آلتره شوند.توليد زئوليت به روش مصنوعى ابتدا 2H2O، AL2O3 را در محلول داغ NaOH حل و سپس با سيليکات سديم (Na2SiO3) مخلط مى‌نمايند، مخلوط حاصل به مخازن ويژه تشکيل ژل منتقل مى‌شود. بلورهاى زئوليت در دماى حدود 94 درجه سانتيگراد از محلول ژل شروع به تبلور مى‌نمايند.آلتراسيون کائولين : ابتدا کائولين حرارت داده مى‌شود تا به متاکائولين تبديل شود بعد از آن را کلسينه نموده و سپس با استفاده از محلول اسيدى مقدارى از سيليس آن را آزاد نموده محصول را با NaOH شستشو مى‌دهند

در يك تعريف ساده ژئو شيمي عبارتست از مطالعه شيمي عناصر موجود در زمين و اجزاء تشكيل دهنده آن.. وظيفه اصلي يك ژئو شيميست عبارت است از تعيين فراواني عناصر و ايزوتوپهاي آنها در زمين و همچنين مطالعه پراكند

وضعیت شیمایی و تکامل ژئوشیمیایی سطح زمین در محیط ارتباط تنگاتنگی با فعالیتهای بیولوژیکی دارد. وجود اتمسفر اکسیژن دار به عنوان مثال تولید اکسیژن رابطه مستقیمی با ارگانیسمهای فوتوسنتتیک دارد. فعالیتهای بیولوژیکی روی فرایندهای ژئوشیمی و زمین شناسی تاثیر مستقیم دارد. تولیدات اولیه و بیومینرالیزه شده در مقیاس جهانی افزایش داشته که این افزایش به علت آتشفشانها و آب و هوای شیمیایی است. این فرایندها توسط رهاسازی مواد موجود در لیتوسفر کنترل می شود. تحقیقات بیولوژیکی نشان داده است که مکانیسمهای پیشرفته در مدلهای کمی و کیفی در فرایندهای ژئوشیمی و بیولوژیکی در محیط زیست وجود دارد. به طوری که به صورت اصلی سیستمهای بیوژئوشیمی پیشرفته به صورت جامع برای کار صحرایی و آزمایشهای متحرک آزمایشگاهی و مدلهای استفاده می شود. در کارهای آزمایشگاهی می توان از روشهای شیمیایی و ژئوشیمی و میکروبیولوژیکی استفاده نمود.

تشکیل زمین از دیدگاه ژئوشیمی
جهان همیشه در حال تحول بوده و هست و اگر از عصر خود به عقب برویم، به حالتی می‌رسیم که جهان بصورت یک کانون فوق‌العاده متراکم کوچک و حجم ناچیزی که تمام ماده در آن گنجانیده شده است در می‌آید. زمین ، جزئی از جهان است و هنگامی زمین شکل گرفته است. با تخمین میزان انبساط ثابت می‌کنند که جهان لایتناهی امروزه بیش از پنج میلیارد سال عمر دارد (برای دستیابی به اطلاعات بیشتر به مقاله عمر جهان مراجعه کنید).
● اثبات عمر جهان از روی عمر عناصر
اگر فرض کنیم که تمام عناصر در آن واحد بوجود آمده و تفاوت سنی برای آنها قائل نشویم، می‌توانیم از روی این زمان صفر که مبدا قرار می‌گیرد، عمر جهان را با تقریب جزئی بدست می‌آوریم، زیرا با کشف مواد رادیواکتیو و واکنشهای آن توام با واکنشهای حرارتی هسته می‌توانیم نیم عمر ماده رادیواکتیو را معلوم کنیم یا به عبارت دیگر چون عناصر در یک زمان بوجود آمده با واکنشهای رادیواکتیو و هسته‌ای تبدیلاتی در آنها به وقوع پیوسته و عناصر دیگری از عناصر مادر تولید شده‌اند. با بررسی عمر مواد رادیواکتیو می‌توانیم عمر عناصر دیگر را درک کنیم.
● وفور عناصر در جهان و عمر عناصر
مدارک در مورد وفور عناصر نشان می‌دهد که تمام عناصری که عدد اتمی آنها از ۴۰ بیشتر است، به یک میزان در جهان فراوان هستند. از این نکته فهمیده می‌شود که هسته‌هایی که آرایش الکترونی مشابه دارند، به یک میزان تقریبا بوجود می‌آیند و نحوه تشکیل و طریقه ایجاد آنها دخالتی ندارد. مثلا اورانیوم ۲۳۸U با نیم عمر ۴ ۴.۴x۱۰ سال با بیسموت و جیوه که عناصر پایداری می‌باشند، به یک میزان در عالم وجود دارند. بنابراین عناصر اخیر نمی‌توانند بیش از چند هزار میلیون سال عمر داشته باشند و گرنه اورانیوم فوق الذکر تا به حال به کلی متلاشی شده بود و از آن اثری باقی نمی‌ماند.
به همین نحو ، پتاسیم ۴۰K که ماده رادیواکتیو طبیعی ایزوتوپی با نیم عمر متوسط ۱.۳x۱۰۹ سال است، به میزان کم وجود دارد و همین وفور کم دلیل بر این می‌شود که هسته این عنصر ایزوتوپ ، باید چندین هزار میلیون سال قبل تشکیل شده باشد تا وقت کافی برای متلاشی خود داشته باشد و وفور آن نقصان یابد. همین استدلال درباره پلونیوم ۲۳۷NP با نیم عمر ۲۲۵x۱۰۴ و پلونیوم ۲۳۹Pu با نیم عمر ۲۴x۱۰۳ سال که تقریبا در طبیعت وجود ندارند و به کلی از بین رفته‌اند، صدق می‌کند.
● نظریه پیوستگی اولیه عناصر
از راه غیر مستقیم نیز می‌توان به نتیجه‌ای که قبلا ذکر شده رسید، به این معنی که اورانیوم ۲۳۸U با نیم ‌عمر ۴.۴x۱۰۱۰ سال و اورانیوم ۲۳۵U با نیم‌ عمر ۷.۱x۱۰۸ سال در آغاز به یک میزان وجود داشته‌اند. ولی اکنون نسبت اولی به دومی برابر با ۱۴۰/۱ شده است و این نکته مشخص می‌کند که باید ۵x۱۰۹ سال بگذرد تا نسبت مذکور صدق نماید و اگر در آغاز میزان ۲۳۵U کمتر از میزان ۲۳۸U می‌بود، زمان کمتری لازم می‌شد تا وفور کنونی برقرار شود. چنین شواهدی با نظایر آن معلوم می‌دارد که به یک عنصر ، عمری تعلق می‌گیرد که از حیث مقدار با عمر نجومی عالم تطبیق می‌کند و از روی این نکته ، می‌توان قائل شد که عناصر در آغاز انبساط عالم و هنگام تشکیل خود باهم پیوستگی داشته‌اند
این نظریه را می‌توان از روی ایزوتوپهای سرب ۲۰۸ , ۲۰۷ , ۲۰۶ , ۲۰۴ تایید کرد به این معنی که ایزتوپ ۲۰۴ که در اصل رادیواکتیو نیست، به همان مقداری که در پیدایش وجود داشته ، اکنون هم وفور دارد و وجود قسمتی از ایزوتوپهای دیگر را باید در آغاز انبساط تشکیل یافته دانست
و قسمت دیگر را از متلاشی شدن اتمهای ۲۳۲U , ۲۳۶U , ۲۳۵U پنداشت. باید انتظار داشت که وفور نسبی آنها در طول زمان افزایش می‌یابد. مشاهدات چنین نظریه‌ای را تایید کرده است. چنانکه وقتی به آزمایش سنگهای معدن سرب که عمر زمین شناسی آنها معلوم است می‌پردازیم، ملاحظه می‌کنیم که Pb۲۰۴ تدریجا" نسبت به سایر ایزوتوپهای سرب در کانیهای جوانتر کمتر فراوان می‌باشند
● تخمین عمر عالم از روی عمر زمین
می‌توان از روی بررسی عمر زمین نیز به عمر عالم پی‌برد. پیرترین سنگی که در پوسته زمین یافت شده حداقل عمر زمین و در نتیجه ، عمر عالم را معین می‌دارد. سنگهای پگماتیت که در جنوب شرقی "مینی توبا" (Manitoba) پیدا شده ، در حدود ۲x۱۰۹ سال عمر دارند. این سنگها با سنگریزه‌هایی که از مبداهای قدیمیتری در رسوبات داخل شده‌اند، مخلوط می‌باشند. یعنی در حقیقت برای آنها دو دوره سدی مانتاسیون یا ترتیب قبلی وجود داشته است. بدین ترتیب قدیمیترین صخره ، قاعدتا" باید بیش از ۲x۱۰۹ سال و شاید ۲.۵x۱۰۹ سال عمر داشته باشد و عمر زمین که آن را باید یک جرم منفرد تلقی کرد و تمامی جهان بطور قطع بیش از این عدد می‌باشد.
● مبدا عالم از دیدگاه شیمی و وابستگی ژئوشیمی به آن
عالم قبل از اینکه انبساط حاصل کند، در حالت اولیه خود در حجم بسیار کوچکی گنجانیده شده و در این حجم ، تمام ماده موجود در جهان به صورت متراکم ذخیره گشته بود. بدیهی است که تحت چنین شرایطی ، فشار داخلی شگرف و درجه حرارت هم خیلی بالا خواهد بود و شیمی امروزه می‌فهماند که در چنین شرایطی عناصر نمی‌توانند وجود داشته باشند و ماده تحت این شرایط به صورت یک شاره مجتمع و متراکم که بیشتر آن را نوترونها تشکیل می‌دهد، بوده است. بیشتر نظریه‌های امروزی برای بسط جهان از این مبدا و حالت اولیه ، سرچشمه می‌گیرد و معتقدند که آغاز انبساط و تشکیل عناصر بوجود آمده‌اند.
همین که انبساط آغاز شد، در دور کانون متلاطم ماده منبسط شده ، تراکمی حاصل می‌شود که در نتیجه آن ، ماده ، حالت اجتماعی حاصل می‌کند و به صورت کهکشان یا سحابها و یا ستارگان مستقل در می‌آید. با شرح فوق ملاحظه می‌شود که مطالعه ژئوشیمی بدون مطالعه منظومه شمسی ، جنبه علمی پیدا نمی‌کند با اینکه منظومه شمسی کاملا در دید کهکشان ما قرار نمی‌گیرد و نسبت به کلیه جهان ناچیز می‌باشد، نظریات مختلفی در طول تاریخ مبنی بر تشکیل زمین و سایر سیارات ارائه شده است.
● تئوری فن وایز زاکر مبنی بر تشکیل زمین و سایر سیارات
این تئوری خورشید را جرم چرخنده‌ای دانسته که از یک غلاف عدسی شکل بسیار گسترده‌ای از مواد جامد و گاز که حرکت گردبادی دارند احاطه شده است. در این غلاف عدسی شکل ، چرخشهای گردباد مانند و مارپیچی وجود دارند که موجب اجتماع موضعی ماده می‌گردد. بعدا از الحاق و تراکم این توده‌های پراکنده سیاره تشکیل می‌شود. دلیل این مطلب از یک طرف فواصل منظم گردبادهاست و از طرف دیگر اختلافی که در بزرگی و چگالی سیارات درونی و بیرونی وجود دارد.
از روی این تئوری قابل قبول تلقی می‌شود. زیرا در این غلاف عدسی شکل که از آن سیاره متراکم می‌گردد، هر چقدر از مرکز دورتر شویم درجه حرارت طبق قانون عکس مجذور نقصان می‌پذیرد و در نتیجه قسمت خارج بیش از قسمت داخل ماده متراکم می‌شود و حال آنکه مواد متراکم شده در نواحی خارجی بیشتر از اجسامی تشکیل شده‌اند که درجه حرارت بحرانی آنها کوچک می‌باشد. سبب همین اختلاف در مورد مقدار مواد متراکم ، سیارات برونی سریعتر از سیارات درونی نمو و رشد می‌نمایند و زودتر بزرگ می‌شوند.

فراوان ترين عناصر در پوسته زمين
The 8 most abundant elements in Earth�s crust (by mass):
46.6% Oxygen (O)
27.7% Silicon (Si)
8.1% Aluminum (Al)
5.0% Iron (Fe)
3.6% Calcium (Ca)
2.8% Sodium (Na)
2.6% Potassium (K)
2.1% Magnesium (Mg)

ژئوشیمی از دو کلمه‌ Geo به معنی زمین و chemistry به معنی شیمی تشکیل شده است. در ساده‌ترین شکل ژئوشیمی را می‌توان به عنوان علمی تعریف کرد که با شیمی کل زمینی و اجزای تشکیل دهنده آن سرو کار دارد. علم ژئوشیمی به تعبیری هم محدود‌تر و هم گسترده‌تر از زمین شناسی می‌باشد. این علم با توزیع و مهاجرت عناصر شیمیایی در درون زمین و در ابعاد زمان و مکان سرو کار دارد. علم رخداد و توزیع عناصر در جهان ، بطور کلی شیمی فضایی نامیده می‌شود. جهت درک درست شیمی زمین حائز اهمیت است که تا حد امکان از شیمی و تاریخ خورشید و سایر اجسام سیاره‌ای منظومه شمسی و همچنین شیمی ستارگان و فضای بین سیاره‌ای و میان ستاره‌ای مطلع باشیم. بطور کلی وظایف اصلی ژئوشیمی را می‌توان به صورت زیر خلاصه کرد :

تعیین فراوانی نسبی و مطلق عناصر و انواع اتمها ( ایزوتوپها ) در زمین.

مطالعه توزیع و مهاجرت هر یک از عناصر در بخشهای مختلف زمین ( اتمسفر ، هیدروسفر ، پوسته و غیره ) و همچنین در کانیها و سنگها به منظور کشف اصول اداره کننده این توزیع و مهاجرت.

تاریخچه ژئوشیمی

علم ژئوشیمی عمدتا در طی قرن اخیر توسعه یافته است. با این وجود ، مفهوم نظامی مستقل که با شیمی زمین سر و کار داشته باشد، مفهوم کهن است و واژه ژئوشیمی نیز برای اولین بار توسط شیمیدان سوئیسی به نام شون بین (کاشف اوزون) ، در سال 1838 معرفی گردید. مفهوم جدید یک عنصر را می‌توان به زمان لاووازیه و کتاب معروف وی در مورد عناصر شیمیایی ( 1789 ) نسبت داد.

در سال 1860 بنزن و کیرشف چگونگی کاربرد طیف سنج در تشخیص و شناسایی عناصر را به نمایش گذاشتند، پس از آن عناصر Cs ، Rb و Tl به سرعت و پی در پی به وسیله این دستگاه جدید کشف شدند. با بر پا شدن سازمان زمین شناسی آمریکا در سال 1884 و انتخاب کلارک به عنوان شیمیدان اصلی ، سازمانی مرکزی برای تحقیقات شیمیایی زمین ، در قاره آمریکا بنا نهاده شد.

تاسیس آزمایشگاه ژئوفیزیکی بوسیله موسسه کارنگی واشنگتن در 1904 ، موجب پیدایش پیشرفتهای بزرگی در ژئوشیمی گردید. گلدشمیت که در سال 1911 از دانشگاه آسلو ، فارغ‌التحصیل گردید، رساله دکترای وی کمکی اساسی به ژئوشیمی بود.

سال 1912 ، از بسیاری جهات می‌تواند تاریخی حیاتی برای توسعه و پیشرفت علم ژئوشیمی به حساب آید. در این سال فون‌لو نشان داد که ترتیب قرار گرفتن منظم اتمها در بلورها می‌تواند به صورت شبکه انکساری در مقابل اشعه‌های ایکس عمل کند و بنابراین به اکتشافی دست یافت که می‌توانست ساختار اتمی اجسام جامد را تعیین کند.

یک مرکز مهم ژئوشیمی نیز در سال 1917 در اتحاد جماهیر شوروی تاسیس شد. بزرگان نامی این مرکز را ورنادسکی و همکاران جوانتر وی ، فرسمن و وینوگرادف تشکیل می‌دادند. بازدهی علمی این مرکز بسیار زیاد بوده است. ژئوشیمی در اتحاد جماهیر شوروی بخصوص در راستای جستجو و استخراج مواد معدنی خام قرار داشته، و ظاهرا موفقیت قابل ملاحظه‌ای در این زمینه کسب کرده است.

در اختیار داشتن نمونه‌های کره ماه ، داده‌های کاوش از راه دور اتمسفرها و سطوح سیارات و پذیرش مفهوم تکتونیک صفحه‌ای در سالهای 1960 و 1970 ، دیدگاهی نوین برای نمونه برداری و نظریه ژئوشیمی فراهم آورد. افزوده شدن داده‌های گسترده‌ای از ماه و داده‌های زمین و شخانه‌ها ، این امکان را بوجود آورد که بسیاری از نظریه‌های ارائه شده در مورد سیاره شناسی و شیمی فضایی آزمایش شوند.



اهداف ژئوشیمی

هدف زمین شیمی ‌امروزی ، بررسی قوانین اشتراک عنصرها و کانه‌هایی است که در بخشهای گوناگون پوسته در معرض فشارها و دماهای بینهایت متغییر زمین قرار دارند. برخی عنصرهای شیمیایی (اسکاندیم ، هافنیم) نمی‌توانند متراکم شوند و همچنان پراکنده‌اند، بطوری که در سنگها بیش از یکصد میلیونیم درصد آن یافت نمی‌شوند. این گونه عنصرها ، که می‌توان آنها را عنصرهای بی‌نهایت پراکنده توصیف کرد، تاکنون استخراج نشده‌اند، تا ارزش عملی‌شان ظاهر گردد. در حال حاضر به نظر می‌رسد در یک متر مکعب گونه‌ای کانی ، با بکار بردن روشهای تجزیه‌ای بی‌اندازه دقیق همگی عنصرهای رده‌بندی دوره‌ای را بتوان پیدا کرد.

نباید فراموش کرد که روشهای تازه در سرنوشت دانش نقش بسیار موثرتری از فرضیه‌های تازه دارند. عنصرهای دیگر (سرب و آهن) ، برخلاف عنصرهای بینهایت پراکنده ، در جابجایی‌های دائمی‌ خود ، وقفه‌های متناوب دارند و در این دوره‌ها در ترکیبهایی که از خود می‌سازند، بدون اشکال متراکم می‌گردند و مدتها در آن محفوظ می‌مانند. اینک بدون توجه به تغییرات بهم پیچیده پوسته زمین در طی سرگذشت آن ، عنصرهای مزبور به صورت تراکمهایی باقیمانده‌اند و توده‌های مهمی ‌را گرد آورده‌اند که برای استخراج صنعتی آماده‌اند.



وظیفه علم ژئوشیمی

وظیفه دانش مزبور پی‌گیری و روشن کردن حالت عنصرهای شیمیایی است که شالوده طبیعت هستند، بر حسب نظام معینی قرار یافته‌اند و معرف رده‌بندی دوره‌ای مندلیف‌اند (جدول تناوبی‌). پژوهش "زمین شیمی" ‌در زمینه عنصر شیمیایی و اتم آن است.



گستره ژئوشیمی(confine Geochemistry)

دانشی که کانی‌ها را بررسی می‌کند، کانی شناسی و آنکه وضع سنگها را بیان می‌نماید، سنگ شناسی‌ توصیفی (Petrographic) است، در حالی‌‌که ، ژئوشیمی ذره‌های بنیادی سازنده سنگها و مهاجرت طبیعی آنها را بررسی می‌کند. این علم طبیعت زمین ، سرگذشت آن ، دگرگونی‌‌هایش ، پیدایش کوهها ، رودها و دریاها ، آتشفشانها و گدازه‌ها و انباشتگی پیاپی لجنها و ماسه‌های ته اقیانوس را به ما می‌شناساند.



ژئوشیمی کاربردی

رفتار هر عنصری با نهایت دقت بررسی شده است، ولی برای ساختن اندیشه‌ای درست از آن ، باید خواص و مشخصات این عنصر و میل ترکیبی آنرا با سایرین یا برخلاف چگونگی جدا شدن آن را بشناسیم. بنابراین ژئوشیمی‌دان یک مامور اکتشاف از نظر کانی تعیین می‌کند که در چه موضع از پوسته زمین کانه سنگ آهن یا منگنز پیدا می‌شود، در چه سنگی نهشت پلاتین کشف می‌گردد. همچنین زمین‌شناسان را وادار به جستجوی آرسنیک و آنتیموان در سازنده‌های زمین شناسی و کوههای جوان می‌کند و آنان را در برابر یک ناکامی ‌احتمالی حفظ می‌کند که این ناکامی‌ از جستجوی بیهوده این فلزها در جایی که شرایط لازم برای انباشتگی آنها وجود ندارد، حاصل می‌شود.

ولی این امکان تنها در صورتی وجود دارد که حالت عنصرهای شیمیایی را بخوبی بشناسیم، همانطور که اگر بدانیم یک شخص در زندگی چه راهی پیش گرفته است، می‌توان کارهای او را از پیش اندیشید و طرز رفتارش را در فلان یا فلان موقعیتها پیش‌بینی نمود. بنابراین نمی‌توان نقش عملی این دانش نوین را بیش از حد آن ارزشیابی کرد. به کوتاه سخن ، گسترش ژئوشیمی به موازات شیمی ‌و زمین شناسی است.



ژئوشیمی‌ نوین (modern Geochemistry)

ژئوشیمی ، تنها قوانین پخش و مهاجرت عنصرهای شیمیایی را در زمین بررسی نمی‌کند، بلکه در شرایط زمین شناسی ویژه برخی نواحی به پژوهش آنها می‌پردازد. مثلا در قفقاز یا اورال ، راه اکتشاف کانه‌های مفید را پیدا می‌کند. بدین ترتیب بنیانهای نظری زمین شیمی‌ نوین بیش از پیش با مسایل عملی ‌یکی می‌شوند. بنابراین اصول کلی دانش مزبور سعی دارد تعیین کند که در کجا قادر خواهیم بود تا با یک عنصر شیمیایی نامعینی برخورد کنیم، کجا و در چه شرایطی. به عنوان مثال ، می‌توان یک تمرکز وانادیم یا ولفرام را یافت و چه فلزهایی مانند باریم و پتاسیم در همجواری «پیشدستی» می‌کنند و غالبا چه فلزهای دیگری مانند تلور یا تانتال «دوری می‌جویند».



ژئوشیمی و ارتباط آن با کانی شناسی

همچنین می‌دانیم کانی شناسی دانشی است که کانی‌ها را بررسی می‌کند. یک کانی ترکیبی از عناصر شیمیایی است که بدون دخالت آدمی‌ به حالت طبیعی درست شده است. نوعی ساختمان است مرکب از مقادیر متفاوت لاشه سنگهای گوناگون که به موجب قوانین بسیار مشخص قرار یافته‌اند. به خوبی می‌دانیم با همان مقدار مصالحی که در ساختمان بنایی بکار می‌رود، می‌توان بناهایی به شکلهای گوناگون برافراشت، همین‌طور ، یک کانی به فرمهایی بسیار گوناگون مشاهده می‌شود که همه آنها دارای یک ترکیب شیمیایی هستند. ما در بنای طبیعت یکصد گونه لاشه سنگهای عنصری می‌شناسیم. این عنصرها یا گاز هستند، مانند : اکسیژن ، نیتروژن ، هیدروژن و ... ؛ یا از فلزهایی، مانند سدیم ، منیزیم ، آهن ، طلا ، جیوه ، یا عنصرهایی مانند سیلیسیم ، کلر ، برم و ... تشکیل شده‌اند. از ترکیب عنصرهای نامبرده به شکلهای گوناگون و به مقادیر مختلف چیزی حاصل می‌شود که آنرا کانی می‌نامند. مانند کلر و سدیم که نمک دریا را می‌سازند و دو بخش اکسیژن و یک بخش سیلیسیم که ایجاد سیلیس یا در کوهی می‌کند. تقریبا 3000 کانی موجود در زمین (سیلیس ، نمک ، فلدسپات و ...) از عنصرهای شیمیایی با ترکیب‌های گوناگون درست شده‌اند و از انباشته شدن کانی‌ها آنچه را که سنگ می‌نامند، درست می‌شود. (سنگ خارا ، آهن ، بازالت ، ماسه و دیگر سنگها).

کد:

---

http://geoaria.blogfa.com/post-461.aspx

---

به به

بی بی جان چه کردی...

این مطالب به درد من یکی که خیلی میخوره...

حالا فعلا بگیرمشون..چون خیلی زیاده....به درد خورد ..ممنون...

در ادامه بحث ژئوشیمی من هم میخوام مطالبی درباره شهاب سنگها براتون بزارم شاید بدرد بعضیها بخوره
بخش اول

شهاب سنگها چیستند؟
شهاب سنگها اجرامی طبیعی هستند که در سقوطشان از فضا بر زمین سالم می مانند. شهاب سنگها را معمولا به نام محلی که هنگام سقوط در آن حوالی دیده شدند و یا محل یافتن آنها می نامند .
متون مربوط به شهابسنگها سرشار از نامهای عجیبی مانند (( کامپول سی یه لو )) (آرژانتین) ، پرایری داگ کریک ( ایالات متحده آمریکا) است
اغلب شهابسنگها تکه سنگهایی هستند که معمولا اندکی آهن- نیکل فلزین در خود دارند. بقیه به کل از جنس آهن-نیکل هستند و به همین سبب از سنگهای آشنای زمینی متفاوتند.
ما به طور معمول شهاب سنگها را جسمی یکپارجه تصور می کنیم که از چند گرم نا چندین تن وزن دارد، اما سقوط شهاب سنگها در برخی موارد شامل هزاران قطعه سنگ یا آهن است که وزن آنها روی هم به چندین تن می رسد. چنین مواردی را (( بارش شهاب سنگی)) می نامند. به هر قطعه جداگانه از بارش های شهاب سنگی ، پاره می گویند.

جنس شهاب سنگها از چیست
شهاب سنگها از کانی ها ساخته شده اند. کانی هایی که بیشتر آنها در سنگهای زمینی نیز یافت می شوند. کانی ها آرایشی از عناصر شیمیایی از قبیل آهن،آلمنیوم،اکسیژن و سدیم هستند که مانند آجرهای ساختمان، سنگها از اجتماع آنها ساخته می شوند تمام عناصر شناخته شده در شهاب سنگها یافته شده اند هرچند برخی عناصر نظیر هیدروژن و هلیم علی رغم فراوانی شان در ستارگان، و در جهان بطور عام ، در آنها به ندرت یافت شده اند . به این ترتیب شهاب سنگها از موادی آشنا ساخته شده اند ، با این تفاوت که نسبت آنها با موادی که در سنگهای زمینی دیده شده متفاوت احتمال بسیار می رود در درون زمین سنگهایی وجود داشته باشند که شبیه بعضی از شهاب سنگها باشند.

شهاب سنگها بر اساس ترکیب کلی به سه گروه سنگی ، آهنی و سنگی- آهنی تقسیم می شوند. شهابسنگ های سنگی همانگونه که از نامشان بر می آید عمدتا از کانی های سنگی ساخته شده اند و بر اساس بافت به کندریت ها ، که حاوی کندرول های کوچک و تقریبا کروی هستند، و آکندریت ها که مشابه برخی سنگهای زمینی هستند تقسیم می شوند. کندرول واژه ای از ریشه ای یونانی به معنی ((درشت دانه )) است. بنابراین کندریت یعنی درشت دانه ای و آکندریت یعنی بی درشت دانه ای .
تقریبا تمام کندریت ها علاوه بر کانی های سنگی، کمی آلیاژفلزی آهن- نیکل نیز دارند. با توجه به بافت کندریت ها و به دلیل اختلاط سنگ و فلز در آنها می توان مطمئن بود که شهابسنگهای کندریتی از هنگام تشکیل هرگز ذوب نشده اند، زیرا در این صورت سنگ و فلز موجود از یکدیگر جدا می شدند. در مقابل در آکندریتها، فلز کمیاب یا نایاب است. عقیده بر این است که وقوع ذوب در سیارات کوچک یا سیارکهایی که مخلوطی از کانیهای سنگی و آهنی بودند سبب شد تا فلز به عمق سیارک، و مایع مذاب سنگی، همانند سرباره کوره بلند ذوب آهن، به سطح آن منتقل شود. به این شیوه ، فلز در هسته های سیارکی ، که منشا بسیاری از شهاب سنگهای آهنی هستند، متمرکز شدند و مواد مذاب سنگی پس از انجماد یه صورت سنگهای آذرین، چیزی شبیه گدازه های بازالتی زمین، زمین در آمدند. بخشی از سنگهای آذرین که به سطح سیارک نزدیک تر بودند بر اثر برخورد، شکسته شدند و تشکیل خاک دادند. مشابه این (( خاک)) در آکندریتها یافت می شود.

کندریت ها
شهاب سنگ های سنگی : کندریت ها
تقریبا 90 درصد شهاب سنگ هایی که سقو طشان مشاهده می شود همانند آنهایی که در قطب جنوب یافت شده اند ، کندریتی هستند . این ها نوعی شهاب سنگ سنگی هستند که به جز چند استثنا، همگی حاوی فلز و سولفید هستند و تقریبا تمام آنها کندرول دارند – دانه های گرد میلیمتری که عمدتا سیلیکاتی (سنگی) هستند و به سیاری از آنها بر اثر سرد شدن و انجماد سریع قطره های مذاب پدید آمده اند. ذوب چنین موادی نیازمند دمایی تقریبا 1400 درجه سانتی گراد است و این موضوع نشان می دهد که هنگام پیدایش منظومه شمسی حداقل یک بار، رویداد گرمایشی بزرگی در سر تا سر منظومه رخ داده است.
هرچند کندرول های درون شهاب سنگ های کندریتی، مذاب های جامد شده یه قطعات ساییده سنگ های آذرین هستند، این ذوب پیش از آن که اجزاء مختلف آن گرد هم جمع شوند و کندریت ها را بسازند، رخ داده است.خود کندریت ها پس از شکل گیری دیگر ذوب نشده اند.
از آنجا که کندریت ها از زمان شکل گیری ، دیگر ذوب نشده اند، و نیز به دلیل انکه آنها مخلوطی از کانی های سنگی، فلزی و سولفیدی هستند، عقیده بر این است که آنها نمایانگر همان موادی هستند که زمین حدود 4550 ملیون سال پیش از آنها ساخته شد. در واقع، ترکیب شیمیایی کندریت ها همانندی نزدیکی با خورشید دارد، البته اگر عناصر گازی از قبیل هیدروژن و هلیوم را به حساب نیاوریم.
با تمام این ها کندریت ها از نظر شیمیایی تفاوت های بسیاری میان خود دارند. در شمار اندکی از آنها، آب و ترکیبات آلی وجود دارد، اما هیچ ردی از الیاژ آهن – نیکل به چشم نمیخورد.
در مقابل، کندریت های دیگری هستند که شامل بیش از 20 درصد فلز، و مقادیر ناچیزی کانی های کمیاب کم اکسیژن که در زمین به طور طبیعی شکل نمیگیرند، هستند. یکی از آنها ناینینجریت، نوعی سولفید منیزیم – آهن است که افتخار دکتر ناینینجر نامیده می شود. بیشتر کندریت ها میان این دو حد کم فلز و پر فلز قرار میگیرند و از 2 تا 20 درصد الیاژ آهن- نیکل در خود دارند، اما آب و کربن آنها ناچیز است.
دانشمندان بسیاری عقیده دارند که اجزاء سازنده کندریت ها در ابر گاز و غباری که سحابی پیش خورشیدی نام دارد و منظومه شمسی بعدها از آن پدید آمد شکل گرفته اند. طبق یک نظریه رایج، در بخش های غلیظ تر این سحابی، گوی های غبارینی پا به عرصه نهاده اند که بر اثر برخورد با یکدیگر، صاعقه و یا عوامل دیگر ذوب شدند و تشکیل کندرول ها را داده اند. کندرول ها سرد شدند و ضمن به دام انداختن غبار، به یکدیگر پیوستن تا سرانجام آنقدر بزرگ شدند که از اجتماع آنها سیارات کوچکی پدید آمد. شهاب سنگ های کندریتی، خرده های کوچکی از این سیارک ها هستند. دانشمندان دیگر بر این باورند که کندریت ها آثار کهن ترین دوره شکل گیری سیارات نیستند. در بعضی از کندریت ها به ندرت قطعه سنگ هایی دیده می شوند که گویی قبل از این در مقیاسی بزرگ و سیاره ای دست خوش ذوب شده اند. پس سیارات پیش از این کندریت ها وجود داشته اند و از این جا نتیجه میگیرند کندرول ها و کندریت ها محصول برخورد میان سیاراتی هستند که شاید فقط چند 10 یا چند 100 کیلومتر قطر داشته اند. همین کندریت ها مقدار کمی غبار دارند که در جو ستاره ها شکل گرفته است. بنابراین شهاب سنگ های آنها آثاری از مرحله سحابی را حفظ کرده اند.

کندریت های کربن دار
شهاب سنگ های سنگی: کندریت های کربن دار
تحت این نام فقط حدود 90 شهاب سنگ شناخته شده اند، اما علی رغم تعداد کم، آنها مقادیر زیادی اطلاعات گوناگون درباره پیدایش خورشید و سیارات، و نیز خود حیات در اختیار میگذارند. بیشتر کندریت های کربن دار حاوی کندرول ها و اجسام دیگری هستند که در دمای زیاد تشکیل شده اند و در خمیره ای از رس جای گرفته اند که حاوی آ ب است.
درون این خمیره، ترکیبات آلی کربن، هیدروژن، اکسیژن و نیتروژن، یعنی عناصر اصلی سازنده یاخته های زنده، وجود دارند. برخی از این ترکیبات در سازواره های زنده زمینی بسیار کمیابند. به همین دلیل تصور می رود که ترکیبات این شهاب سنگها در فضا بی آنکه حیات دخیل باشند شکل گرفته اند. ترکیبهای آلی شهاب سنگها نشاندهنده آن هستند که بیش از آغاز حیات چه موادی از فضا بر زمین می بارید. با مطالعه آنها می توان خط سیری را که در نهایت به پیدایش حیات در زمین انجامید تعیین نمود .
در کندریتهای کربن دار، خمیره همچنین شامل بلورهای ریز الماس و کربور سیلسیم است. این کانی ها در خود گازهایی دارند که نشان میدهد آنها در جو ستاره های پر جرم، موسوم به غول پیکران سرخ شکل گرفته اند. ماده ای که از غول پیکران سرخ بیرون می ریخت در تشکیل ابر گاز و غباری که خورشید و سیارات از آن پدید آمدند شرکت داشت. اینکه دانشمندان می توانند در آزمایشگاه ،غبار ستاره ای را جدا کنند و به مطالعه فرایندهایی که ده ها بلکه صدها میلیون سال پیش از پیدایش منظومه شمسی، وزمین وماه، رویداده اند بپردازند بسیار هیجان برانگیز است.
کندریت ها کربن دار حاوی کانی های کمیابی از اکسیدکلسیم و آلمنیوم هستند که در مقابل حرارت زیاد، مقاومت می کنند. این کانیها احتمالا نخستین کلوخ هایی هستند که درست بیش از پیدایش سیارات، در درون سحابی داغ اولیه متراکم شده اند. آنها روزنه ای فراهم می کنند به سوی رویدادهایی که الماس ها را پدید آورند و در نهایت به پیدایش منظومه شمسی انجامید.

آکندریت ها
شهاب سنگ های سنگی: آکندریت ها
از میان3000 شهاب سنگ سنگی که میشناسیم، حدود 140 تای آنها اصلا کندرول ندارد و حاصل فرایندهای آذرین هستند. یعنی مانند گدازه های بازالتی زمین بر اثر ذوب پدید آمده اند. اغلب آکندریت ها پاره سنگ هایی هستند که از سنگ مذاب یا ماگمایی که در داخل سیارک ها ایجاد شده است، متبلور شده اند. همچنین 13 سنگ هستند که از ماه جدا شده اند و 8 سنگ دیگر نیز احتمالا منشاء مریخی دارند (و 4 مورد آن سقوط عینی بوده است).
از نظر شیمیایی اکثر آکندریت ها به بازالت، معمول ترین نوع گدازه در آتشفشان های زمینی،شباهت دارند. سنگ های بازالتی اغلب سیاه رنگ و بی نمود هستند زیرا بلور های آنها به دلیل انجماد سریع آنقدر ریز هستند که به چشم نمی آیند. اگر بازالت، درون زمین سرد شود بلورهای آن درشت تر می شوند زیرا انجماد آهسته، به آنها فرصت می دهد تا بیشتر رشد کنند. اندازه بلورها در آکندریت ها نشان می دهد که آنها کاملا به آهستگی، درون یک سیاره یا سیارک، سرد شده اند.
به طول خلاصه، تصور می رود که آکندزیت ها محصول ذوب در داخل سیارک ها یا سیاره هایی هستند که ترکیبی شبیه به آکندریت ها داشته اند. گوناگونی شیمیایی در میان آنها دیده می شود. برای مثال، آکندریت های پر کربنی وجود دارند که با بعضی کندریت های کربن دار نسبت دارند.
سیارات و سیارک ها اندکی پس از پیدایش از درون داغ شدند و بخشی از آنها ذوب شد. این فرایند هنوز هم در زمین جریان دارد و آتشفشان هایی پدید می آورد که 2400 ملیون سال پیش در سیارک ها،2900 ملیون سال پیش در ماه و احتمالا 1000 ملیون سال پیش در مریخ خاموش شدند. گرم شدن مخلوط نخستین کانی های سنگی، فلز، و سولفات، مایعاتی پدید آورد. مایعات چگال و پرفلز به عمق سیاره یا سیارک ها فرو رفتند و هسته را پدید آوردند. مایعات سنگی بالا آمدند و به شکل سنگ های بازالتی غنی از کلسیم و آلمنیوم،جامد شدند. مواد سنگس که بر جای مانده از نظر کلسیم و آلمنیوم فقیر بودند اما از نظر منیزیوم که در کانی اولیوین وجود دارد غنی بودند. در شهاب سنگ ها هم مایعات منجمد شده و هم پسمانده های آنها در آکندریتهای بازالتی یافت می شوند.
بعضی آکندریت های بازالتی، موسوم به هاواردیت ها بخش هایی از خاک روی سطح سیارک ها هستند که به هم چسبیده اند. در آنها بلورهای شکسته و قطعاتی از سنگ های بازالتی با مواد کندریتی کمیاب دیده می شود. بافت هاواردیت ها شاهدی بر این است که آنها محصول فشردگی موادی هستند که طی صد ها میلیون سال در برخوردها خرد شده اند.
هاواردیت ها از سطح اجرامی جدا شده اند که فاقد جو بوده ان. این را از آنجا می دانیم که دانه های درون آنها در معرض بمباران باد خورشیدی بودند. خورشید فقط نور نمی تابد. انرژی تابشی درون آن چنان مهیب است که بخش اندکی از جرم آن را به شدت به بیرون پرتاپ می کند و این ذرات به صورت باد خورشیدی از آن روان می شوند. جو زمین همانند سپری محافظ بیشتر این ذرات را متوقف می کند و به همین سبب باد خورسیدی تقریبا بر سنگ های سطح زمین بی تاثیر است. اما هارواریت ها بلورهایی دارند که به شدت از ذرات باد خورشیدی آسیب دیده اند. بنابراین باید از سطح اجرامی جدا شده باشند که جو ندارند. دانشمندان پیش بینی کرده بودند که اثر آسیب باد خورشیدی باید در دانه هایخاک سطح ماه مشهود باشد. اما خود این اثر فقط چند ماه قبل از فرود آپولو-11 در 1969 م.1348 ش. در یک هاواردیت زمینی مشاهده شد.
برخی هاوادیت ها 3500 تا 4000 ملیون سال عمر دارند و بمباران ذرات آنها با باد خورشیدی نیز در همان زمان اتفاق افتاد. این نکته نشان می دهد که محیط تابشی محدوده داخلی منظومه شمسی، که شامل زمین می شود، از آن هنگام تغییر چندانی به خود ندیده است. این موضوع در مورد خورشید نیز صدق می کند.

بخش دوم شهاب سنگها

آکندریت هایی از ماه
ماه، نزدیک ترین همسایه ما، تنها قمر طبیعی زمین است و به سبب اندازه بزرگش نسبت به سیاره اصلی،در منظومه شمسی یگانه است(البته اگر سیاره پولوتو و قمر آن کارن ذا به سبب کوچکی هر دوی آنها را به حساب نیاوریم) مثلا جرم مشتری 320 برابر زمین است،اما بزرگترین قمر آن، گانمید، از ماه هم کم چگال تر است. اگر هنگام بدر به ماه نگاه کنیم لکه های تاریک و روشنی روی آن می بینییم . در گذشته به غلط فکر که لکه های تیره، پوشیده از آب هستند، و به همین علت آنها را دریا می خواندند. نواحیروشن تر نیز ارتفاعات نامیده می شدند. بهد ها مشاهده شد که هرگز هیچ ابری سطح ماه را نمی پوشاند، پس در آن جو وجود ندارد. بدون جو، آب هم به شکل مایع وجود نخواهد داشت. علی رغم این واقعیت، هنوز لکه های سطح ماه را ((دریا)) می خواندند و به آنها نام هایی از قبیل ((دریای باران ها))،((دریای آرامش)) و ((دریای بحران ها))
می دهند.
ماه نخستین هدف ماموریت های فضایی بود.، نخست توسط سفینه های خودکار بی سرنشین و سپس در جولای 1969 م. / تیر 1348 ش. توسط انسان. شش ماموریت مه نشین های ((آپولو)) به ماه(1972 – 1969 م./-ش.) جمعا 380 کیلوگرم از خاک و سنگ ماه را به ارمغان آورد. سه سفینه بی سرنشین روسی نیز نمونه هایی از خاک ماه را به زمین آوردند (لونا 16، 20 و 24 ). اکنون دریاها و ارتفاعات نیمه پیدای ماه نمونه برداریشده اند و می دانیم که جو و آب ندارند و همواره همین گونه خشک بوده اند.
جنس سنگ های ((دریا)) ها از بازالت تیره است (سنگ های آتشفشانی). اما بسیاری از سنگ های ارتفاعات از جنس ((آنورتوزیت)) هستند.، سنگی به رنگ خاکستری روشن که بیشتر آن از فلدسپات، از کلسیم، آلمنیوم،و سلیسیوم.،ساخته شده است،
نمونه های برگشتی از ماه بین 4400 تا 2900 ملیون سال پیش شکل گرفته اند و بنابراین از بیشتر سنگ های قدیمی ترند. آنورتوزیت های ارتفاعات نیز قدیمی تر از بازالت دریا ها هستند. دریا ها بین 3700 تا 2900 ملیون سال عمر دارند و جوان ترین آنها به آخرین مرحله فعالیت آتشفشانی در ماه مربوط می شوند.
سطح ماه بر اثر بر خورد شهاب سنگ ها، بسیار پر دهانه است، اما در نمونه های برگشتی ماده شهاب سنگی بسیار ناچیز است. چون در ماه (( جو)) نیست که سقوط اجسام را کند سازد، حتی ریزترین خرد شهاب سنگ ها نیز با سرعت کیهانی به سطح آن برخورد می کنند. تمام اجرام، صرف نظر از اندازه، هنگام سقوط بر اثر انرژی برخورد تبخیر میشوند. بنا براین مواد شهاب سنگی در خاک ماه ناچیز است. اکنون می دانیم بیشتر برخوردها، افزون بر 4000 میلیون سال پیش در طی یک دوره بمباران شدید رخ داده ان.
خیالبافی در باره امکان وجود حیات در ماه، پس از مطالعه نمونه های برگشتی خاتمه یافت. تا کنون هیچ گونه شواهدی از حضور سازوارهای زنده در ماه، در گذشته یا حال، یافت نشده است. ماه دنیایی مرده است که هیچ گاه پذیرایی هیچ شکل از حیات نبوده است.
در 1979 م. / 1358 ش. یک گروه اکتشافاتی ژاپنی، شهاب سنگی دز قطب جنوب یافتند که منشاء آن از ماه بود. این کشف مهم به دنبال بازیابی ده شهاب سنگ مشابه در مناطق دیگر قطب جنوب تایید شد. علاوه بر این به تازگی سنگ های دوازدهم و سیزدهم را نیز در (( استرالیای غربی)) و ((لیبی)) پیدا کرده اند. از آنجا که مجموعه مرجع خوبی از سنگ های ماه در اختیار داریم می توانیم مطمئن باشیم که برخی از این شهاب سنگ ها از ((دریا ))ها و بعضی دیگر از ار((تفاعات)) ماه هستند. آشکار است که بعضی از برخوردها به سطح ماه آنقدر مهیب بوده اند که مقداری ماده را از میدان گرانشی ماه به بیرون پرتاب کردهاند. گروهی از آنها پس از سفری 8 میلیون ساله سر از قطب جنوب در آوردند. در هنگام ماموریت سفاین آپولو، دستگاه های گردونه فرماندهی حین گردش به دور ماه ترکیب سنگ های سنگی را ثبت می کردند. این اطلاعات نشان می دهند که شهاب سنگ های مربوط به ارتفاعات، از نیمه پنهان ماه که هرگز از زمین دیده نمی شود، جدا شده اند. این شهاب سنگ ها با کمترین هزینه، از نیمه ای که هنوز پای هیچ انسانی به انجا نرسیده است نمونه هایی در دسترس ما قرار می دهند.

آکندریت هایی از مریخ
از میان شهاب سنگ های سنگی که برای مطالعه در دسترس هستند، 8 تای آنها از بقیه متمایزند، زرا فقط بین 1300 تا 200 ملیون سال عمر دارند. به مجموع این 8 شهاب سنگ ، شهاب سنگ های (ش. ن. چ) می گویند که از کنار هم نهادن حروف اول نام سه تای آنها،شرگاتی، نخله،و چاسیگنی ساخته شده است. شواهدی که از بیشتر شهاب سنگ ها در دست است نشان می دهد که آتشفشان زائی در سیارک های مادرآنها، از بیش از4400 میلیون سال پیش متوقف شده است. حتی ماه نیز که قطر آن تقریبا به 3500 کیلومتر بالغ می شود، از حدود 2900 سال پیش عملا ((مرده)) فرض می شود. پس چگونه ممکن است شهاب سنگ هایی آذرین وجود داشته باشند که سن آنها فقط 1300 تا200 ملیون سال باشد؟
یک احتمال این است که آنها 1300 تا 200 میلیون سال پیش، ار ماده مذاب زیر دهانه های برخوردی پدید آمده باشند. اگر ذوب، کامل باشد شواهدی گذشته سنگ پاک می شود و دو مرتبه بلورهای جدید در آن شکل میگیرند. در زمین چنین ذوب کاملی فقطدر زیر دهانه های برخوردی بسیار بزرگ که ده ها کیلومتر قطر دارند اتفاق می افتد. سیارک ها بر اثر چنین برخوردهایی کاملا از هم می پاشند، پس این شهاب سنگ ها باید از اجرام بزرگ تری جدا شده باشند.
احتمال دوم از این قرار است. می دانیم شهاب سنگهای بین 1300تا 200 میلیون سال پیش به صورت سنگهای آذرین متبلور شده اند. پس جرم مادر می باید قطری بیشتر از ماه داشته باشد تا توانسته باشد تا این زمان هنوز از نظر آتشفشانزائی فعال مانده باشد. چنین جسمی فقط می تواند سیاره باشد. ناهید هرچند از نظر فاصله نزدیکترین سیاره به زمین محسوب می شود اما به دلیل گرانش قوی، و نیز جو ضخیمی که آنرا احاطه کرده است، خروج سنگهای احتمالی از حیطه آن بسیار دشوار است. اقمار بزرگ سیاراتی مانند زحل و مشتری نیز نمی توانند منشا پرتاب چنین سنگهایی به محدوده داخلی منظومه شمسی باشند، زیرا گرانش مهیب این سیارات غول پیکر مانع آن است. با حذف ماه، ناهید و اقمار سیارات بزرگ، تنها زمین و مریخ باقی می مانند. زمین منشا این سنگها نیست زیرا بر سطح این شهابسنگها شواهد انکار ناپذیر پرواز جوی دیده می شود و در یک مورد حتی سقوط یکی از آنها( شهاب سنگ نخله) به چشم دیده شده است
پس فقط مریخ می ماند. این نتیجه با کشف ایزوتوپهایی از گاز نیتروژن در شهابسنگهای که از نیتروژن موجود در هوای زمین سنگین تر است تایید می شود. اندازه گیری هایی که دو مریخ نشین((وایکینگ)) از جو مریخ انجام دادند، قبلا وجود این ایزوتوپها در جو مریخ اثبات کرده است.
آشکار است که شهابسنگها نه فقط سیارکها، بلکه همچنین از ماه، وحداقل یک سیاره بزرگ است.

شهاب سنگهای آهنی
همانطور که از نامهای آنها برمی آید، شهاب سنگهای آهنی- یا به اختصار آهنی ها- عمدتا از جنس آلیاژ آهن- نیکل به همراه مقادیر ناچیزی کانی های دیگری هستند. بیشتر آهنی ها، از 7 تا 15 درصد وزنشان نیکل است. در دمای معمولی این مخلوط آهن و نیکل، کانی واحدی نمی سازد. در آلیاژهایی که در این محدوده تشکیل می شوند هنگام سرد شدن از دماهای زیاد ساختارهایی از دو کانی رشد می یابند، که در یکی تقریبا 40 درصد نیکل و در دیگری فقط 5 درصد نیکل یافت می شود. این شبکه موسوم به ساختار ویدمن اشتاتن در بیشتر شهابسنگهای آهنی وجود دارد و هنگامی که به آهستگی از دمای بیش از 700 درجه سانتیگراد سرد می شدند شکل گرفته است.
آن دسته از شهابسنگهایی آهنی که 5-6 درصد نیکل دارند تقریبا به طور کامل از کانی کم نیکلی به نام کاماسیت هستند. در سوی مخالف، در آنهایی که بیش از 15 درصد نیکل دارند، کاماسیت مشاهده نمی شود. در هر دو حالت، شهاب سنگ عموما فاقد ساختار به نظر می رسد.
بیشتر شهاب سنگها آهنی در اصل کاملا به حالت مذاب بوده اند و در هسته سیارک ها شکل گرفته اند. بقیه بطور کامل ذوب نشده اند و در درون مواد سنگی، غلافهایی فلزین تشکیل داده اند.
شهاب سنگهای آهنی بر پایه ای شیمیایی طبقه بندی می کنند. هنگامی که فراوانی نیکل و برخی عناصر کمیاب را در 500 شهابسنگ شناخته شده آهنی اندازه گیری کردند و از آن نموداری ساختند، آشکار شد که 86 درصد آنها، سیزده خانواده متفاوت می سازند. اعضای هریک از این خانواده به یک گروه شیمیایی ار آهنی ها تعلق دارند و تصور بر این است که هر خانواده از یک محیط شیمیایی جداگانه باشد. به عبارت دیگر، از سیزده سیارک متفاوت منشا بگیرد.
در هر خانواده، ویژگی های هر عضو، اندکی با دیگری متفاوت است. این موضوع در شکل زیر برای دو خانواده نمایش داده شده است. در گروه 2 الف ب (ii Ab) با افزایش نیکل، طلا نیز افزایش می یابد اما از نقدار ایریدیوم کاسته می شود. از روی تجربه می دانیم هنگامی که آلیاژ مذابآهن- نیکل به آهستگی جامد می شود، نخستین بخشی که جامد می شود، از نظر نیکل و طلا فقیر، اما از نظر آهن و ایریدیوم غنی است. با پیشروی انجماد، آلیاژ مذابی که بر جای می ماند از طلا و نیکل غنی تر می شود، اما آهن و ایریدیوم آن کمتر است. این موضوع منشا تفاوتهای شیمیایی اندکی است که در رشته جامدهایی که از فلز مایع جدا می شوند مشاهده می گردند و در شهاب سنگهای آهنی گروه 2 الف ب (ii Ab) نمود می یابند.
از سوی دیگر، در عضوهای گروه 1 الف ب (i Ab) هر چند مقدار نیکل از 6 تا 25 درصد متغیر است اما مقدار طلا و ایریدیوم در آنها تغییر ناچیزی دارد و نشان میدهد که آنها به طور کامل ذوب نشده اند و احتمالا غلاف های کوچکی ار آلیاژ آهن- نیکل بودند که درون مواد سنگی پخش شده بودند. در عمل در آهنی های گروه 1 الف ب (i Ab) نیز معمولا ادخالهاییی از مواد سنگی مشاهده می شوند.

شهاب سنگهای سنگی- آهنی
این شهاب سنگ های کمیاب به دو نوع عمده تقسیم می شوند- پالازیت ها و مزوسیدریت ها. پالازیت ها مخلوطی از فلز آهن- نیکل و کانی سنگی اولیوین هستند. اولیوین،نوعی سیلیکات منیزیوم- آهن است که گونه جواهری آن ((پرید)) نامیده می شود.
دانه های اولیوین در شبکه ای فلزی می نشینند که گهگاه ساختار ویدمن اشتاتن پیوسته ای نیز دارد. این بافت نشان می دهد که فلز مذاب در دمای بسیار زیاد با بلورهای اولیوین، مخلوط بوده و هیچ کدام صدمه چندانی متحمل نشده اند.
مزوسیدریت ها از دانه هایی فلزین، قطعات گوشه دار آکندریت بازالتی، مواد شیشه ای ، و رگه های فلزی تشکیل شده اند. هر تکه فلزین برای خود ساختار ویدمن اشتاتن متفاوتی تشکیل داده است و حضور رگه های شیشه ای و فلزی نشان می دهد که مجموعه اینها به طور موقت و متغییر تحت تاثیر دماهای زیاد و خردشدگی قرار گرفته و سپس به آهستگی سرد شده اند (شهاب سنگ((ورامین)) از این نوع است. کتاب ((شناخت شهاب سنگ ها و دهانه های برخوردی ایران)) را بخوانید).
اغلب شهاب سنگ های سنگی- آهنی با آکندریت های بازالتی و گروهی از شهاب آهنها که می گویند از هسته سیارک ها می ایند، نسبت دارند. احتمال دارد که سنگی- آهنی ها ازسیارک بزرگ و تفریق شده ای مانند ((وستا)) (به قطر 500 کیلومتر) جدا شده باشند.
پالازیت ها در مرحله آخر فرایند ذوب که سبب شد فلز به اعماق فرو رود و هسته ای مذاب بسازد تشکیل شده اند. ما عقیده داریم که سد شدن، تراکم،و ترک خوردن جبه سنگی پر اولیوین که روی این هسته قرار داشت منجر شد که فلز گداخته بالا بیاید و به درون ترک ها تزریق شود. فلز پس از آنکه سرد شد شبکه ای ساخت که بلورهای اولیوین را تک تک یا در گروه های چندتایی در بر می گرفت.
از بافت مزوسیدریت ها چنین بر می آید که شکل گیری آنها با پالازیت ها متفاوت است و باید پای بر خورد در میان باشد. تکه فلزهایی که در اثر برخورد از هسته ارج می شدند با اولیوین جبه وخرده سنگ های بازالتی پوسته در هم می آمیختند. این اجزاء متفاوت سپس به هم جوش می خوردند و مزوسیدریت ها را پدید می آوردند.

بخش سوم
عمر شهاب سنگ ها چقدر است؟
در زنگی هر شهاب سنگ 4 دوره زمانی مجزا وجود دارد:
1- سن زمینی- یعنی مدت زمانی که بر سطح زمین گذارنده است.
2 – سن تابش پرتو های کیهانی- مدت زمانی که به مثایه شهابواره ای چند متری در مداری به دور خورشید قرار داشت.
3- سن پیدایش – مدت زمانی که از آخرین گرمایش آن تا حدود بیش از 700 درجه ساتی گراد می گذرد.
4- سن ما قبل پیدایش- فاصله زمانی میان تشکیل عناصر شیمیایی در ستاره ها تا به کار رفتن این عناصر در اجرامی که شهابواره ها را پدید آورده اند.
1- سن زمینی
منظور مدت زمانی است که از سقوط شهاب سنگ بر سطح زمین می گذرد. گفتن ندارد برای شهاب سنگ هایی که سقوط آن ها مشاهده شده است این زمان به دقت معلوم است. اما سن سن شهاب سنگ هایی که بعدها پیدا می شوند، یعنی ((یافته))ها ،ابتدا معلوم نیست. شهابواره هاهنگامی که در مدارشان به دور خورشید می گردند در معرض بمباران های پرتوهای کیهانی هستند. این پرتو ها پیش از آنکه در عمق شهابواره ها در دام بیفتند در واکنش با اتم های پیکره آن ایزوتوپ های گوناگونی می آفرینند که برخی از آنها ناپایدارند و پس از گذشت چند سال به عناصر سبک متلاشی می شوند. جو زمین پس از سقوط شهاب سنگ، آن را در مقابل پرتو کیهانی محافظت می کند. بنابراین ایزوتوپ های ناپایدار موجود شروع به تلاشی می کنند، بی آنکه پرتو های کیهانی، جانشین آن را فراهم کنند. ما با بررسی شهاب سنگ هایی که سقوط آنها به طور مستقیم مشاهده شده اند، مقادیر معمول این ایزوتوپ ها را در شهاب سنگ های تازه می دانیم. شهاب سنگ هایی که بعدا پیدا می شوند و سقوط آنها را کسی ندیده است مقدار کمی از این ایزوتوپ ها خواهند داشت. اختلاف فراوانی ایزوتوپ ها در این دو نوع شهاب سنگ، مدت زمانی را که از سقوط شهاب سنگ گذشته است معلوم می کند. تاریخ نگاری با ((کربن-14 )) یکی از روش هایی است که در تعیین سن زمینی شهاب سنگ ها به کار می رود.
عمومه سن زمینی شهاب سنگ ها از چند ده تا چند هزار سال است،اما بسیاری شهاب سنگ های قطب جنوب بیش از 50000 سال پیش فرود آمده اند. فقط دو شهاب سنگ ((سنگواره)) شناخته شده اند(اینها شهاب سنگ هایی هستند که درون سنگ های زمینی یافت شده اند). هردوی آنها کنریت هایی در میان آهک های ((اردو ویسی)) سوئد هستند. سن زمینی آنها از روی سنگواره هایی که در همان رسوبات قرار دارند به دست می آید- حدود480 و 485 میلیون سال.
همین مدرک مهم نشان می دهد معمول ترین شهاب سنگ هایی که امروزه بر زمین می افتند، از جنس همان هایی هستند که 500 میلیون سال پیش نیز بر زمین سقوط می کردند.
2- سن تاپش پرتوهای کیهانی
دومین سن هر شهاب سنگ، دوره ای است که طی آن مانند جرم کوچک در مداری به دور خورشید می گردید. پرتوهای کیهانی با برخی اتم های هر تکه سنگ یا توده آهن- نیکل که در فضا قرار دارد،واکنش می کنند. این واکنش های هسته ای، اتم های ثانویه ای پدید می آورد که به مرور زمان بر تعداد آنها افزوده می شود. مقدار این اتم های ثانویه یا(ایزوتوپ ها) به ترکیب شیمیایی و مدتی که در معرض پرتو های کیهانی بوده است بستگی دارد. اندازه گیری های گاز نئون نشان می دهند که سن تابش پرتوهای کیهانی برای شهاب سنگ های سنگی از چند میلیون تا چند ده میلیون سال است. ظاهرا در فضا فقط تعداد امان می مانند. شهاب سنگ هایآهنی از این نظر خوش اقبال ترند،زیرا به مراتب سخت ترند و اندازه گیری های مناسب نشان می دهند که دست کم به مدت1000 میلیون سال به شکل اجرام چند متری در فضا دوام آورده اند.
3- سن پیدایش
منظور مدت زمانی است که از آخرین رویداد عمده دمای زیاد در شهاب سنگ می گذرد. مثلا سن پیدایش آکندریت های بازالتی، طول زمانی است که آنها پس از تبلور از حالت مذاب، گذرانده اند. کندریت ها هرچند ذوب نشده ماندند، اما داغ بودن و اندکی پس از پیدایش، دوباره به حالت جامد متبلور شدند. سن پیدایش آنها مدت زمانی است که از هنگام شکل گیری دانه های فعلی کانی هایشان می گذرد. سن پیدایش هر دو نوع شهاب سنگ ها تقریبا 4550 میلیون سال است. توضیح بسیار مختصری از روش تعیین سن پیدایش] به این شرح است:
می دانیم که عنصر پرتو زا(= رادیو اکتیو)ئی مانند اورانیوم به سرعت ثابتی به سرب تبدیل می شود و سرعت تلاشی آن نوعی((ساعت)) پرتوزا پدید می آورد. در این روش نمونه هایی از چند شهاب سنگ هم خانواده یا دانه هایی از یک شهاب سنگ را به کار می برند. مقادیر اورانیوم و سرب را در هر نمونه تعیین می کنند و با استفاده از آن، نسبت سربی که از تلاشی طبیعی اورانیوم حاصل شده محاسبه می گردد. از روی این نسبت می توان حساب کرد چه مدت از زمانی که شهاب سنگ ها داغ بوده اند گذشته است- یعنی چند وقت از هنگامی که اتم های اورانیوم و سرب می توانستند آزادانه میان دو کانی مجاور هم ، یا دو شهاب سنگ متفاوت سنگی، حرکت کنند می گذرد.
4- سن ماقبل پیدایش
تقریبا تمام عناصر، به جز هیدروژن و هلیوم، در دل گونه های مختلف ستاره ها پدیید آمده اند. این موضوع نه تنها درباره شهاب سنگ ها بلکه در مورد هر آنچه در زمین یافت می شود، و از جمله بدن خود ما، صادق است. سن ما قبل پیدایش در برای هر عنصر، فاصله زمانی میان پیدایش آن در یک ستاره تا شرکت آن در شکل سیارات یا شهاب سنگ ها است. بسیاری از شهاب سنگ های سنگی محصولات حاصل از شکافت پلوتونیوم را در خود دارند پلوتونیوم عنصر ناپایداری است که به سرعت دچار تلاشی می شود- نیمه عمر آن فقط 82 میلیون سال است، در حالی که اورانیوم 238، نیمه عمری برابر 4500 میلیون سال دارد. (نیمه عمر هر عنصر عبارت است از مدت زمانی که طی آن نصف تعداد اولیه یک عنصر پرتوزا به عناصر دیگر وا می پاشد). به سبب نیمه عمر کوتاه آن، تمام پلوتونیوم آغازینی که در هنگام پیدایش منظومه شمسی وجود داشت تا 4000 میلیون سال پیش دچار تلاشی شد. از آن هنگام نه در زمین و نه در کل منظومه پلوتونیوم با منشاء طبیعی وجود ندارد. اندازه گیری محصولات حاصل از تلاشی پلوتونیوم در شهاب سنگ ها حکایت از آن دارد که سن ما قبل پیدایش پلوتونیوم، حدود 150 میلیون سال پیش از پیدایش خورشید وسیارات، در یک ستاره پدید آمده است.
بخشی از عناصر شیمیایی در زمانی که به شکل گیری سیارات نزدیک تر است پدید آمده اند. شواهد تازه حاکی از آن است که برخی از اجرام سیاره ای توسطنوعی آلمنیوم پرتو زا ذوب شده بودند. این ایزوتوپ آلمنیومی بسیار ناپایدار است و می باید کمتر از 5 میلیون سال از تولد سیارات در یک ستاره بوجود آمده باشد. به این ترتیب ، عناصر شیمیایی مختلف در شناخت مراحل جنینی منظومه شمسی به ما یاری می رسانند.
پرتوزایی در شهاب سنگ ها به مراتب از سنگ های زمینی، که از نظر اورانیوم و توریوم غنی ترند،کمتر است. به همین سبب برای سنجش پرتوزائی شهاب سنگ ها به ابزارهای فوق العاده دقیقی نیاز است.

زمان و منشاء سیارات
ستاره ها در خوشه هایی شکل می گیرند که در میان ابرهای عظیم گاز و غبار قرار دارند. این ابرها گاه تا هزاران برابر خورشید جرم دارند. خورشید نیز ستاره است و شاید در محیط مشابهی پا به هستی نهاده باشد.
شهابسنگهای کندریتی به احتمال زیاد پس مانده دست نخورده گاز و غباری هستند که سیارات از آن پدید آمدند. بر طبق یک احتمال دیگر، حتی اگر کندریت ها حاصل برخورد سیارات باشند، باز هم بعضی از آنها حاوی دانه های کمیاب کانی هایی هستند که در جو ستاره ها شکل گرفته اند. گذشته از این ،شباهت ترکیب کندریت ها با ترکیب خورشید، اشاره به این دارد که منشا آنها به طرز بغرنجی با تشکیل خورشید و سیارات ، و بنابراین حتی نسل آدمی ، پیوستگی دارد. با تمام اینها هنوز دیدگاه های مختلفی درباره منشا سیارات ابراز میشود و درباره چگونگی پیدایش کندریت ها نیز اتفاق نظر وجود ندارد.
در سالهای اخیر شهابسنگ ها شواهد تازه ای از جزئیات نخستین روزهای تاریخ منظومه شمسی به دست داده اند. ابر گاز و غبار میان ستاره ای که خورشید از آن پدید آمد احتمالا از4700 میلیون سال قبل وجود داشت. تقریبا در همان زمان، پلوتونیومی که بعدها با ماده شهابسنگ ها در آمیخت، در یک انفجار ابرنواختری در داخل همین ابر ساخته شد. از آن پس، سحابی همچنان پابرجا بود و ستاره های جدید در آن زاده می شدند. اکنون می دانیم ماده ای که سیارات از آن پدید آمدند و نیز ماده ای که بدن ما را می سازد دستکم در ده ستاره مختلف عمل آمده است ! شواهد این موضوع از حضور مقادیر کمی دانه های کوچک الماس، و دیگر دانه های کانی، در چند ده شهابسنگ می آید. کربن، سیلیسیوم،و نیتروژن موجود در دانه ها طی واکنش های هسته ای داخل ستاره های مختلف پدید آمده اند. این ستاره ها که عمدتا غول پیکران سرخ بودند،تقریبا 100 میایون سال پیش از پیدایش منظومه شمسی وجود داشتند. اندیشه اینکه برخی ستاره ها حتی هم اکنون نیز در آسمان الماس تولید می کنند واقعا هیجان انگیز است. اما از آن جالب تر ،توانایی ما در جداسازی و بررسی آزمایشگاخی چنین دانه هایی، در 4650 میلیون سال بعد است.
شواهد شهابسنگی آشکارا ثابت می کنند که منظومه شمسی به صورت بخشی از یک خوشه ستاره ای تولد یافته است.
پس از گذشت 100 میلیون سال، نزدیک به 4550 میلیون سال پیش، یک ابرنو اختر دوم، عناصر تازه شکل گرفته دیگری را درون سحابی پخش کرد. پس از گذشت چند میلیون سال دیگر، منظومه شمسی، احتمالا به خاطر آنکه انفجار ابرنو اختر بخشی از سحابی را متراکم کرد، پا به عرصه نهاد. نخستین اجرام سیاره ای احتمالا پیش از آنکه سحابی میان اختری کاملا پراکنده شود، شکل گرفتند، داغ شدند، و به حالت مذاب در آمدند. این را از حضور همزمان غبار ستاره ای و قطعات سنگ های آذرین متعلق به سیارات 50 تا100 کیلومتری در چند شهابسنگ دریافته ایم. چند میلیون سال پس از شکلگیری منظومه شمسی، ابر میان اختری از هم پاشید، ستاره ها پراکنده شدند و خورشید و سیارات، تنها و منزوی در فضا باقی ماندند.
از بررسی شهابسنگها می دانیم اجرام سیارکی پس از پیدایش آنقدر داغ شدند که به حالت مذاب درآمدند. از اینجا ناگریز باید نتیجه گرفت که زمین نیز به حال مذاب درآمد. وجود شهابسنگ در داخل شهابسنگها نشاندهنده آن است که برخورد میان سیارک ها به ادغام انواع مختلف مواد می انجامید. بنابراین زمین نیز می باید تا پایان مرحله نوزادی، مواد گوناگونی از بخش های دیگر منظومه شمسی دریافت کرده باشد.