Geochimica - Parte 1

9 marzo 2011, lezione 1

La Terra è un pianeta del Sistema solare.

L’universo è in espansione, le nebulose si allontanano le une dalle altre e la velocità di allontanamento aumenta con la distanza. Di questo ce ne accorgiamo per l’effetto Doppler: col cannocchiale vediamo uno shiftamento della luce bianca verso il rosso, ovvero quando il corpo si allontana l’energia passa verso lunghezze d’onda più lunghe.

L’universo è in espansione. All’infinito?? Sappiamo che esso è in espansione iperbolica.

Chimica dell’universo

Stelle: fonte d’informazione della chimica dell’universo (fonte indiretta). I dati astronomici potrebbero in sé essere considerati soddisfacenti, ma non sono abbastanza accurati e sono limitati a non molti elementi per cui si è potuta stabilire quantitativamente l’abbondanza relativa. È necessario integrare questi dati con quelli relativi alla composizione chimica delle meteoriti, nelle quali si è potuta dosare una grande quantità di elementi, nonché con l’analisi della composizione chimica della Terra stessa (fonti d’informazioni dirette).

Uniamo le informazioni per avere l’andamento delle abbondanze cosmiche.

Le stelle emettono luce bianca.

Scaldando gli elementi si emette energia e quando questi si raffreddano riemettono energia sotto forma di luce. Se metto in evidenza le lunghezze d’onda posso capire quali elementi sono presenti nelle stelle.

Ogni stella ha elementi chimici che nella parte interna assorbono energia, e quando si spostano verso l’esterno si raffreddano e riemettono energia; le stelle hanno un’atmosfera attorno = una parte esterna dove sono presenti gli stessi elementi dell’interno, ma ad una temperatura inferiore: questi elementi nella parte esterna assorbono le radiazioni dell’elemento fratello all’interno es: H-H, He-He e le riemettono ad un’energia minore; quello che noi vediamo con lo spettrografo è uno spettro di emissione continua solcato da bande nere, ovvero lo spettro di assorbimento della stella.

Spettro di emissione

Spettro di emissione: quando un fascio di luce bianca attraversa un prisma di vetro si scompone a causa della rifrazione e si disperde a ventaglio in una serie di radiazioni continue di diverso colore, che vengono raccolte su uno schermo, originando lo spettro.

Spettro di emissione continuo: scomponendo con un prisma la radiazione ottenuta scaldando un corpo nero. Continuo contiene tutte le onde elettromagnetiche. Il corpo nero è un gas, un liquido, o un solido ad alta densità e pressione. Portato ad incandescenza: l’energia emessa e l’intensità sono proporzionali alla temperatura.

Spettro di assorbimento

Spettro di assorbimento: quando la luce continua passa attraverso una sostanza gassosa a bassa pressione e meno calda della sorgente. Il gas assorbe alcune radiazioni emesse dalla sorgente; questa radiazione viene poi rifratta e si ottiene uno spettro colorato con bande scure in corrispondenza delle radiazioni assorbite di una certa lunghezza d’onda. Le radiazioni che il gas assorbe sono le stesse che emette quando viene scaldato ed eccitato: lo spettro di assorbimento è il negativo di quello di emissione e consente di determinare la natura chimica della sostanza allo stato gassoso interposta tra la sorgente e l’osservatore.

Lo spettrografo dunque raccoglie un raggio di luce proveniente dalle stelle e separa mediante prisma le radiazioni che vengono focalizzate da una lente su lastra fotografica sulla quale viene impresso lo spettro. La lettura di tale spettro ci permette di dire QUALI sono i materiali che lo compongono, ma non QUANTI! La quantitativa non la possiamo fare, ma possiamo orientativamente dire che quanto più è annerita la banda di una determinata lunghezza d’onda tanto maggiore è la quantità di elemento presente che assorbe quella radiazione (è una semi-quantitativa), anche se l’intensità delle linee di assorbimento dipendono non solo dalla quantità di elemento presente, ma dalla temperatura, dalla pressione e dall’efficienza con cui un particolare elemento assorbe la luce.

Spettro di assorbimento del Sole: le abbondanze degli elementi nel Sole vengono determinate dalle righe degli spettri di assorbimento prodotte quando la luce proveniente dalla superficie visibile del Sole attraversa gli strati sottili e freddi soprastanti.

Le righe dell’He non si vedono, perché He sta nell’ultravioletto. Al di là dell’atmosfera possiamo vedere l’ultravioletto.

H > He > Ne > O > N > Ca > Ar > Si > Fe > Mg

Sono gli elementi presenti nelle stelle. Nel Sole il Neon non è così abbondante perché il Sole si ferma all’Elio avendo una temperatura inferiore. Le stelle più grandi hanno tutte il Ne abbondante.

Sistema solare

Sole

Sole: è una stella media.

• 70% H
• 28% He
• 2% elementi più pesanti
• Genera calore e luce convertendo l’Idrogeno in Elio nelle profondità del suo interno

Venere

Venere (pianeta gemello):

• Atmosfera di CO₂, H₂O, H₂SO₄ e HCl
• T di 500 °C
• Crateri
• Massa e densità di poco più piccole della Terra, ma ha rotazione retrograda (avviene in senso opposto al senso di rivoluzione di tutti i pianeti attorno al Sole) e lenta

Terra

• Densità media di 5,5 / cm³, la più elevata di qualsiasi altro pianeta
• Insolita atmosfera di azoto e ossigeno con grandi massa di acqua liquida
• Assenza di crateri da impatto per attività geologica superficiale intensa

Mercurio

• Pianeta più vicino al Sole
• Piccolo e densità di poco inferiore alla Terra

La maggior parte della massa si trova nel Sole: la massa del Sole è 740 volte maggiore di quella di tutti i pianeti messi insieme.

I moti dei pianeti attorno al Sole contribuiscono al 99,5% del momento angolare anche se il Sole possiede la maggior parte della massa.

Marcata differenza di composizione media tra i pianeti terrestri (Mercurio, Venere, Terra e Marte) e i pianeti maggiori (Giove, Saturno, Urano, Nettuno).

Nel Sistema Solare tra pianeti interni ed esterni esistono delle regolarità:

Bode

Bode: studia le distanze dei pianeti dal Sole, cercando una sequenzialità.

n_a = 4 + 3 x 2ⁿ

Cambiando n: se n = - abbiamo la distanza di Mercurio (a = 4), se n = 0 abbiamo la distanza di Venere (a = 7). La Terra ha n = 1 ovvero a = 10 e così via.

Nettuno e Plutone sono gli ultimi calcolabili.

Tra Marte e Giove dove a = 4 + 3 x 2³ = 28 ci dovrebbe essere un pianeta, ma invece non c’è!!!!!!!!!

Abbiamo però l’anello degli asteroidi:

• C’è chi dice sia un pianeta frantumatosi
• C’è chi dice che il pianeta non si sia mai formato

I pianeti si formano per accrezione.

Pianeti interni: interni a fascia degli asteroidi.

Pianeti esterni: esterni a fascia degli asteroidi.

Meteoriti

Meteoriti: porzione di materia extraterrestre che sopravvive al passaggio attraverso l’atmosfera terrestre ed atterra sulla superficie.

Vengono dall’anello degli asteroidi: le orbite degli asteroidi entrano nell’atmosfera terrestre. Gli asteroidi collidono tra loro e i meteoriti entrano nell’atmosfera terrestre se hanno il giusto angolo di entrata, mentre altri rimbalzano: METEORITI SONO PARTE DEL SISTEMA SOLARE. Parte del meteorite si distrugge, se completamente viene chiamata METEORA (STELLA CADENTE) altrimenti se arriva all’impatto con la superficie terrestre viene propriamente detto METEORITE.

I meteoriti hanno un ruolo fondamentale, in quanto si ritiene che essi rappresentino stadi diversi del processo di accrezione dei pianeti, cioè che siano fossili del Sistema solare primitivo in evoluzione.

Si pensa che la composizione di alcuni meteoriti sia equivalente alla composizione della TERRA, a meno di modifiche dovute alla perdita di elementi.

Ferri meteorici sideriti

• 90% di Nichel e Ferro sottoforma di lega metallica

Sono i più facili da riconoscere, perché la lega delle Sideriti contiene più Ni della lega terrestre.

Pietre meteoriche aeroliti

• Minerali silicatici, sono le più comuni e abbondanti sulla Terra
• Condriti: sono le più comuni e sono meteoriti indifferenziati.

Hanno condruli ovvero piccole sfere della stessa composizione della matrice nella quale sono inseriti. Essi hanno acquistato la loro forma quasi sferica per il fatto di essere stati fusi prima di essere incorporati nella matrice.

Condruli

IPOTESI 1: condensazione diretta di un vapore.

IPOTESI 2: fusione da impatto dei grani o di piccoli planetesimi: questo processo sarebbe avvenuto nel corso delle prime fasi di accrezione del materiale della nebulosa solare per formare i corpi di origine dei meteoriti!

Condriti carbonacee: sono le meno differenziate, infatti contengono ancora i composti VOLATILI del Carbonio pur avendo perso gli elementi di numero atomico più basso (sono le più antiche).

• Acondriti: non contengono condruli.

Brecce – Pietre ferro meteoriche sideroliti

• Metalli, silicati

Crateri: l’energia da impatto del meteorite diventa energia calorica ed arriviamo alla temperatura di fusione del ferro!!!!! Non troviamo più il meteorite: ecco perché i meteoriti sono per lo più SIDERITI.

Le pietre meteoriche sono più difficili da riconoscere in quanto mostrano vetro (silice) fuso, nonostante contengano più elementi delle normali rocce silicatiche terrestri (> % iridio, palladio ecc…)

Meteoriti differenziati: evidenze di una fusione o altri processi successivi alla fase di accrezione, che devono aver portato a una marcata segregazione degli elementi.

Meteoriti indifferenziati: non hanno subito la fusione e sono quindi molto più vicini alla composizione originale del materiale dal quale si formarono i corpi che li hanno generati e l’intero Sistema Solare.

I DATI DELLE ANALISI DELLE CONDRITI CARBONACEE E QUELLE RELATIVE ALLA COMPOSIZIONE INTERNA DELLA TERRA (* vd dopo = tramite studio Densità elementi, Temperature di fusione, Pressioni, Profondità ecc…) SONO STATI COMBINATI CON QUELLI OTTENUTI DAGLI SPETTRI STELLARI PER COSTRUIRE L’ANDAMENTO DELLE ABBONDANZE COSMICHE!!!!!!

Con i dati ottenuti possiamo fare una tabella delle quantità dall’andamento delle abbondanze degli elementi NORMALIZZATI: ovvero le quantità degli elementi sono normalizzate alla quantità presunta del Si, la cui abbondanza è posta uguale a 10⁸ atomi. Quindi gli altri elementi li misuriamo rispetto al silicio: sono abbondanze RELATIVE degli elementi nell’universo (o per lo meno nel nostro Sistema solare, NON REALI!!!!!

Cosa viene fuori? Se noi rettifichiamo, viene fuori un esponenziale!

Leggi dell’abbondanza degli elementi

Stabiliamo le LEGGI che regolano l’abbondanza degli elementi nell’universo, in quanto dall’esame dei dati contenuti nella tabella, vengono fuori alcune regolarità:

Prima legge della geochimica

Prima legge della geochimica: l’abbondanza degli elementi decresce al crescere del numero atomico.

Gli elementi a numero atomico minore saranno dunque i più abbondanti, come risulta dal fatto che H ed He sono gli elementi più abbondanti.

Passando da un elemento Z ad un elemento Z + 1 l’abbondanza decresce di un fattore 1,2-1,3; quindi un elemento con Z = 83 sarà (1,2)⁸³ volte meno abbondante dell’elemento più leggero Z = 1 ossia di un fattore 10⁷.

ECCEZIONI ALLA LEGGE:

• Li, Be, B, F presentano un valore delle abbondanze relativamente basso perché si formano ma sono instabili a quelle temperature; infatti si formano per lo più per distruzione di nuclei e non per combustione (vedi nucleosintesi *).
• Ni, Sn, W, Pb presentano un valore delle abbondanze relativamente alto.
• ²⁶Fe è più abbondante del suo numero atomico perché nella nucleosintesi tutto si ferma al ferro (è l’ultimo processo normale).
• U, T sono notevolmente più abbondanti dei loro vicini.

Seconda legge della geochimica

Seconda legge della geochimica (legge di Oddo Harkins): gli elementi aventi numero atomico PARI sono più abbondanti degli elementi a numero atomico DISPARI contigui.

Gli elementi i cui pesi atomici sono divisibili per 4 formano la maggior parte (86,5%) della crosta terrestre (*per via del processo di nucleosintesi: vedi dopo *).

Su 447 meteoriti i 7 elementi principali sono Fe O Mg Si Ni S Ca e sono tutti elementi di numero atomico PARI e costituiscono il 98.6% in peso delle meteoriti. In generale gli elementi pari sono da 10 a 50 volte più abbondanti di quelli vicini.

Abbondanza dei nuclidi

L’abbondanza degli elementi dipende dunque strettamente dal loro numero atomico, cioè dal numero di protoni contenuti nel nucleo: le relazioni di abbondanza degli elementi sono connesse con la struttura del nucleo.

Nucleoni: particelle elementari che costituiscono il nucleo (p e n).

Nuclidi: specie nucleare che è caratterizzata dal numero di protoni Z e dal numero di neutroni N.

A numero di massa; Z numero atomico: numero protoni = numero elettroni.

A = Z + N

Nuclidi aventi lo stesso numero di protoni Z e diverso numero di neutroni N (quindi diverso A) si dicono ISOTOPI: sono lo stesso elemento perché hanno lo stesso numero atomico.

Es. ¹²C, ¹³C, ¹⁴C: sono lo stesso elemento perché la specie atomica (vedi sotto) è definita dal suo numero atomico (numero protoni = Z). L’isotopo più abbondante è ¹²C (numero atomico più piccolo dei 3, pari), il meno abbondante è il ¹⁴C (numero atomico più grande dei 3, pari). ¹³C ha un’abbondanza intermedia (numero atomico intermedio fra i 3, dispari): seguono la 1 e la 2 legge delle abbondanze.

Nuclidi aventi lo stesso numero di neutroni N ma diverso numero di protoni Z si dicono ISOTONI: sono elementi diversi.

Nuclidi aventi lo stesso numero di massa A (somma Z + N) si dicono ISOBARI: hanno N e Z diversi.

SPECIE NUCLEARE (nuclide) ≠ SPECIE ATOMICA

Specie atomica: è caratterizzata solo dal valore del numero di protoni presenti nel nucleo.

L’insieme dei diversi isotopi che fanno parte di una specie atomica si chiama COMPLESSO ISOTOPICO. Le quantità relative (percentuali) degli isotopi di ciascun elemento si dicono ABBONDANZE ISOTOPICHE.

Nuclidi naturali si dicono quelli che sono presenti nella crosta terrestre: una parte di essi sono STABILI, altri INSTABILI (RADIOATTIVI).

REGOLE ottenute dall’esame dei dati contenuti nella tabella degli isotopi ed all’ispezione della carta dei nuclidi:

• I nuclidi aventi sia Z sia N PARI sono di gran lunga i più abbondanti (nuclei p-p); quelli con N PARI e Z DISPARI (nuclei p-d) hanno un’abbondanza all’incirca uguale a quelli con N DISPARI e Z PARI (nuclei d-p); quelli aventi sia Z sia N DISPARI (nuclei d-d) sono i meno abbondanti.
• Per nuclidi leggeri (fino a Z = 20) il numero di neutroni è circa uguale al numero dei protoni ovvero: con Z ≤ 20, Z ≅ N ossia p⁺ ≅ n.

Questo fatto sta ad indicare che per nuclidi leggeri le interazioni che si esercitano nel nucleo tra protoni e neutroni sono più forti che non le interazioni protoni-protoni e neutroni–neutroni:

p⁺-n, n-n e p⁺-p

Senza le interazioni p⁺-n i nuclei stabili sarebbero costituiti solo da protoni o solo da neutroni.

• Per nuclidi con Z > 20 abbiamo che il numero di neutroni è in eccesso rispetto al numero di protoni; la linea di stabilità (linea dove sono allineati i nuclidi stabili) si allontana dalla retta Z = N scostandosi verso l’alto (Z ascissa, N ordinata). L’eccesso di neutroni cresce al crescere si Z. Con Z > 20, N > Z ossia n ≫ p.

Già a partire da nuclei con A (Z + N) > 16 si può notare che non esiste mai uno stato stabile con numero dispari sia di protoni sia di neutroni (nuclei di tipo d-d).

Questo fatto sta ad indicare che per i nuclei più pesanti l’interazione p-n è meno importante di quella p-p e n-n ovvero meno importante di quella tra nucleoni della stessa specie. In altre parole vi è una tendenza alla formazione di nuclei stabili per addizioni successive di nucleoni in modo da procedere al completamento di coppie protone-protone e neutrone-neutrone.

Nuclei di questo tipo saranno più stabili e quindi i più abbondanti: ad essi appartengono esclusivamente i nuclidi aventi Z pari.

In generale avremo:

Zp-Np > Zp-Nd > Zd-Np > Zd-Nd

In questo risiede la spiegazione della legge di Oddo – Harkins.

ECCEZIONI: ¹H dispari è più abbondante di ²He pari perché H è il combustibile di tutto (*vedi nucleosintesi).

??? DOMANDA: come fanno a coesistere nel nucleo, quindi a distanza molto ravvicinata, particelle con carica simile come i protoni??????? Quando la distanza tra 2 particelle raggiunge e supera quella di 10^-13 cm (distanza nucleare) le particelle invece di respingersi si attraggono (repulsione negativa). Ciò è quanto si verifica in una regione che corrisponde al nucleo atomico.

Come si formano gli elementi? E dove?

Si formano a partire dall’idrogeno, nelle stelle: TEORIA DELLA NUCLEOSINTESI!

Come possiamo avere elementi con elevato numero atomico? Per le elevate temperature al centro delle stelle dovute a reazioni termonucleari (a 10^-13 cm le cariche si attraggono invece di respingersi).

Il punto di partenza è l’Idrogeno perché è il più semplice e abbondante degli elementi.

A molti mi