Geochimica - riassunto completo per il corso

Geochimica

Definizioni

Materia = tutto ciò che occupa spazio e che ha una massa.

Atomo = la più piccola porzione di un elemento chimico. Elettricamente neutro. Formato da: nucleo (con protoni + e neutroni) e nube elettronica esterna (elettroni).

Molecola = l'unione di 2 o più atomi fortemente legati.

Elemento chimico = unità fondamentale e non scomponibile (tramite reazioni chimiche) della materia. Scomponibile solo attraverso reazioni nucleari. Sono raggruppati nella tavola periodica degli elementi, secondo elettronegatività E, numero atomico Z crescenti vs. dx. Divisi in: Alcalini, Alcalino-terrosi, di transizione, Metalli, Alogeni, Gas nobili, Lantanidi, Actinidi, ecc.

Classificazione elementi di Goldschmidt

Divide gli elementi in:

• Litofili = alta E
• Calcofili = E media
• Atmofili = bassa E
• Siderofili = metalli alta E

1. Due ioni con uguale valenza e raggio possono facilmente scambiarsi di posto dentro una struttura e entrare in una soluzione solida in proporzioni simili.
2. Quando due ioni hanno la stessa carica e raggio diverso, lo ione con il raggio più piccolo è accettato preferenzialmente.
3. Quando due ioni hanno raggi simili ma carica diversa, lo ione con carica maggiore è incorporato preferenzialmente.

Caratteristiche elementi chimici

• Numero atomico Z = numero di protoni = numero di elettroni.
• Numero di massa A = numero di protoni + numero di neutroni.
• Massa atomica = concentrata nel nucleo.
• Massa atomica relativa = massa media di atomi di un elemento (rapporto massa atomica/massa at. Carbonio 12).
• Peso molecolare = somma dei pesi atomici degli atomi che formano la molecola.
• Isotopi = atomi dello stesso elemento che differiscono per il numero di neutroni.
• Mole = quantità di una sostanza che contiene un numero di Avogadro di particelle/atomi/ecc.
• Numero di Avogadro = numero di particelle/molecole/ecc. contenute in una mole di sostanza Na = 6,022 * 10²³.
• Regola dell’ottetto = l’atomo è stabile quando nell’ultimo livello energetico ha 8 elettroni. Tenderà sempre a scambiare elettroni con gli altri atomi per raggiungere la stabilità. Se all’atomo tolgo un elettrone diventa uno ione (catione), se invece è negativo (ha più elettroni di protoni) diventa un anione.
• Elettronegatività = forza con cui un atomo attrae gli elettroni di un altro atomo quando prende parte a un legame chimico in modo da soddisfare la regola dell’ottetto.
• Energia di ionizzazione = energia necessaria per strappare un elettrone. Energia = capacità di compiere un lavoro.
• Affinità elettronica = energia che libera un atomo che acquista elettroni (diventando un anione).
• Legami chimici possono essere molecolari (tra atomi, per creare molecole) o intramolecolari (tra molecole, per formare materia). Sono:
  • Legame ionico, tra particelle con cariche opposte.
  • Legame covalente, compartecipazione di elettroni tra atomi per raggiungere l’ottetto.
  • Legame metallico, tra elementi metallici. Gli elementi sono liberi di muoversi in una nube elettronica.
  • Legame di Van Der Waals (elettrostatico).
  • Legame a idrogeno.
  • Legame dipolo-dipolo.
• Molarità = numero di moli di soluto in un litro di soluzione.
• Molalità = numero di moli di soluto disciolte in un litro di soluzione o in un kg di solvente diverso dall’H₂O.

Abbondanza cosmica degli elementi nel Sistema Solare

Idrogeno e elio sono i più abbondanti, gli altri tre elementi (Li, Be, B) sono rari perché sono stati poco sintetizzati durante il Big Bang e nelle stelle (sono fuori dal trend). Ci sono due trend principali:

• Un’alterazione dell’abbondanza di elementi man mano che hanno numero atomico pari o dispari (= legge di Oddo-Harkins). Quelli con numero atomico pari sono più abbondanti e, insieme a quelli dispari, creano un andamento a denti di sega.
• Una generale diminuzione in abbondanza man mano che gli elementi diventano più pesanti/con numero atomico maggiore. Grafico di Oddo-Harkins.

Origine degli elementi

Gli elementi chimici si formano essenzialmente grazie a due processi principali:

1. Fusione nucleare: 2 o più nuclei leggeri si fondono e originano un nuovo nucleo più pesante, originando un nuovo elemento. Es. 2 nuclei di Idrogeno (Z= 2) si uniscono e formano un nucleo di Elio (Z= 3) + un neutrone libero + energia libera (sotto forma di particelle e fotoni, cioè raggi gamma). Guarda il video
2. Fissione nucleare: Un nucleo pesante si scinde in 2 o più nuclei (più leggeri) di un altro elemento. Es. nucleo di Uranio (Z= 235) si scinde in: Rubidio, Cesio, due neutroni, energia libera. Per innescare una reazione nucleare i nuclei atomici reagenti si devono trovare ad una distanza tanto breve da permettere che l’interazione forte (che tiene assieme neutroni e protoni) prevalga sulla repulsione di Coulomb (interazione debole, dovute per esempio agli elettroni). La barriera di Coulomb si vince solo in ambienti con elevatissime temperature dove gli atomi sono completamente ionizzati (perdono tutti gli elettroni), per esempio nelle porzioni interne di una stella. Guarda il video

• Nucleosintesi primordiale: Processo che genera Idrogeno H e Elio He grazie a fusione nucleare. È il primo processo che avviene dopo il Big Bang perché sono gli elementi primordiali ad unirsi.
• Nucleosintesi stellare: Processo che avviene a T e P elevatissime, all’interno delle stelle. H e He danno origine a nuovi elementi con Z maggiore fino ad arrivare al Fe 56, creando un ciclo “delle stelle” che continua incessantemente. Dopo il Fe la stella collassa su se stessa in un tempo inferiore a 1 secondo e produce un treno di onde d’urto che fa esplodere il resto della stella (= esplosione di una Supernova). L’esplosione crea una quantità enorme di neutroni. Questi si legano ai nuclidi instabili. C’è una produzione massiva di isotopi radiogenici.

Origine dell'Universo

La storia dell'universo secondo la tesi più accreditata nella comunità scientifica si può far iniziare con un evento spiegato dalla "teoria del Big Bang". Secondo tale teoria tutto ebbe inizio nel momento in cui avvenne il Big Bang e da allora l'Universo ha continuato ad espandersi continuamente. Da che cosa abbia avuto origine il Big Bang non è stato ancora chiarito con certezza, l’ipotesi più valida è quella di Friedmann che considera l'Universo all'inizio del tempo, nell'istante zero, concentrato in un volume più piccolo di un atomo, con una densità infinita e a una temperatura di miliardi di gradi. È così che, istantaneamente, questo "uovo cosmico" si è squarciato con una esplosione immane, durante la quale si sarebbe verificata una violentissima espansione che, nel giro di circa un miliardesimo di secondo, avrebbe fatto aumentare il volume dell'Universo di miliardi di volte. Dopo questa fase, la "sfera di fuoco" si sarebbe continuata a raffreddare, rallentando la sua espansione. Nei primissimi istanti, l'energia ha cominciato a condensarsi prima in particelle elementari (quark ed elettroni), poi in particelle maggiori (protoni e neutroni) fino a che si sono formati i primi nuclei atomici di Idrogeno, Litio ed Elio. Solo quando la temperatura è scesa gli elettroni sono stati catturati dai nuclei e si formò un gas neutro formato da Idrogeno e Elio, che poi darà vita alle nebulose, galassie, stelle, ecc.

La scoperta di quest'esplosione avvenne nel 1964 da parte di due ingegneri americani che per caso osservarono l'esistenza di una radiazione di fondo, rilevabile con i radiotelescopi. Radiazione residua è come l'eco del Big Bang.

Origine del Sistema Solare

L'ipotesi più accreditata sull'origine del Sistema Solare è quella della nebulosa. La teoria dice che si è originato dal collasso gravitazionale di una nube gassosa, la nebulosa solare, costituita da H, He e pochi elementi più pesanti. Nelle porzioni più calde molte molecole si aggregano in grani rocciosi o ghiaccio.

Sequenza delle fasi di estrazione di composti ed elementi durante la condensazione della nebulosa primordiale

Le meteoriti forniscono molte informazioni sull'abbondanza degli elementi nell'universo, grazie allo studio della composizione delle meteoriti la cui caduta sulla Terra è accompagnata da fenomeni acustici e luminosi e dalla formazione di crateri di impatto (fusione di rocce su cui arriva l'impatto). Si tratta di corpi appartenenti al sistema solare (fascia degli asteroidi tra Marte e Giove) e le datazioni radiometriche indicano che le meteoriti si sono formate 4.58 miliardi di anni fa. Peso e dimensioni sono molto variabili, da pochi centigrammi (meno di un millimetro) a qualche tonnellata. La caduta di materiale molto fine è classificata come polvere cosmica. Si stima che cadano annualmente sulla Terra da 30 a 60 tonnellate di materiale extraterrestre.

Minerali nelle meteoriti

• Elementi nativi: ferro, nichel, rame, zolfo, carbonio (grafite, più raro il diamante)
• Due tipi di leghe Fe-Ni che differiscono per il tenore in Ni e la struttura:
  • Camacite, con Ni<6% e struttura cubica a corpo centrato del Fe "alfa"
  • Taenite, con Ni tra 13 e 48% e struttura cubica a facce centrate del Fe "gamma"
  Esiste nelle sideriti un terzo componente, la Plessite, interpretato come una soluzione solida soprassatura di camacite e taenite o un eutettoide Camacite-Taenite.
• Carburi: (Fe, Ni)₃C, SiC
• Azoturi e Fosfuri: TiN (Osbornite), (Fe, Ni, Co)₃P (Schreibersite)
• Solfuri: FeS (troilite) che è strutturalmente identica alla pirrotina terrestre ma, a differenza di quest’ultima, non contiene S in eccesso; (Ca, Mn)S; MnS
• Cloruri: (Fe, Ni)Cl₂ (lawrencite)
• Ossidi: modificazioni della silice stabili ad alta pressione come la coesite e la stishovite; TiO₂ (rutilo), FeTiO₃ (ilmenite), FeO OH nH₂O (limonite)
• Spinelli: MgAl₂O₄, FeFe₂O₄, FeCr₂O₄
• Carbonati: (Mg, Fe) CO₃ (breunnerite)
• Fosfati: Ca₃(PO₄)₂ (whitlockite), Ca₅(PO₄)₃Cl (clorapatite)
• Solfati: gesso
• Silicati: olivine, pirosseni rombici (enstatite, bronzite) e monoclini (clinoenstatite), feldspati (anortite, labradorite-oligoclasio)
• Sostanze organiche: nelle condriti carbonacee la CO₂ e i composti organici mostrano caratteristiche simili agli idrocarburi che si formano nella sintesi di Fisher-Tropsch, un processo di idrogenazione catalitica dell'ossido di carbonio.

La composizione mineralogica delle meteoriti indica un ambiente di formazione più riducente rispetto a quello delle rocce terrestri (abbondante presenza di fosfuri, carburi e solfuri).

Classificazione delle meteoriti

Le meteoriti possono essere:

• Silicatiche/Aeroliti (con silicati). Sono il 95%. Si dividono in:
  • Condriti, con granuli tondeggianti (condrule) di diametro fino a 7-8 mm, con strutture interne variabili. Sono divise in 2 gruppi:
    • E - Condriti a enstatite, H - ricche in Fe metallico, C – Carbonacee Fe ~ 25%
    • L - con Fe metallico, LL - basso Fe metallico Fe < 25%
    Poi: Condriti a olivina e bronzite, Condriti a olivina e iperstene, Condriti a olivina e pigeonite. Queste categorie di condriti sono distinte chimicamente (alcune hanno Fe ridotto e altre Fe ossidato associato a O o Zolfo – nei silicati). Le Condriti carbonacee hanno sostanze organiche (e.g. idrocarburi) e acqua, sono le meno differenziate e più primitive. Rappresentano campioni di materiale condensato negli stadi iniziali della storia evolutiva del sistema solare:
    • gruppo C1 – basso grado di metamorfismo (H₂O circa 20 %; C = 3 – 5 %)
    • gruppo C2 – grado di metamorfismo intermedio (H₂O circa 10 %; C = 1 – 3 %)
    • gruppo C3 – alto grado di metamorfismo (H₂O circa 2 %; C < 1 %)
    Nella composizione chimica delle condriti C1 le abbondanze di ossigeno, ferro, silicio, magnesio e zolfo prevalgono su quelle degli altri elementi
  • Acondriti, senza condrule. Più simili a rocce silicatiche terrestri. Rispetto alle condriti sono più ricche di Al, Si e Ca. Origine: da fascia degli asteroidi o da superficie di Marte o della luna. Sono: povere in Ca (Acondriti a enstatite (aubriti), Acondriti a iperstene (diogeniti), Acondriti a olivina (chassigniti), Acondriti a olivina e pigeonite (ureiliti)) e ricche in Ca (Acondriti a augite (angriti), Acondriti a diopside e olivina (nakhliti), Acondriti a pigeonite e plagioclasio (eucriti), Acondriti a iperstene e plagioclasio (howarditi)).
• Ferrose/Sideriti (con leghe Fe-Ni). Sono il 4%. Sottoponendo a lucidatura la superficie di queste meteoriti sono talvolta visibili alcune particolarità strutturali che consentono una classificazione; si vedono meglio attaccando per breve tempo la superficie lucida con una soluzione di acido nitrico o altri reattivi. Origine: porzioni interne dei corpi differenziati della cintura degli asteroidi. Sono:
  • Ataxiti non mostrano dopo lucidatura e attacco una struttura macro e microscopica (<6% Ni ma anche con Ni 10-20%).
  • Esaedriti con facile sfaldatura secondo le tre direzioni ortogonali delle facce del cubo. In queste meteoriti sono presenti sottili linee parallele dette "linee di Neumann" dovute all’intersezione del piano di sezione con lamelle di geminazione secondo il piano (112). Queste si formano per sollecitazioni meccaniche prodotte da onde d’urto. In alcune meteoriti si sono formate durante l’impatto con superficie terrestre mentre in altre prima che il meteorite entrasse nell’atmosfera.
  • Ottaedriti con struttura che si mette in evidenza in seguito a lucidatura e attacco acido. Le figure di Widmanstätten si presentano come sistemi di lamelle che si intersecano ad angoli di 60° o di 90°. Queste sono dovute a bande lamellari di camacite fiancheggiate da un sottile strato di taenite, con gli interstizi fra una lamella e l’altra riempiti da plessite. Come si spiegano le figure di Widmanstätten? Quando una lega Fe-Ni viene raffreddata lentamente entro il campo bifase, la fase "alfa" precipita di preferenza lungo i piani ottaedrici della fase "gamma".
• Ferrososilicatiche/Sideroliti (con silicati e leghe Fe-Ni). Sono l’1%. Origine: porzioni interne dei corpi differenziati della cintura degli asteroidi. Sono: Sideroliti a olivina (pallasiti), Sideroliti a bronzite, Sideroliti a bronzite e olivina

Origine dei pianeti

Mercurio, Temperatura, Distanze solari (distanza terra-sole), Terra, Giove, Saturno, Plutone, Tungsteno (W), Silicati, Silicati ricchi in C, Ghiaccio. Gli elementi volatili aumentano con la distanza dal Sole. Plutone è molto ricco di elementi volatili. Pianeti del sistema solare si dividono in:

• Interni/terrestri: (Dal sole) Mercurio, Venere, Terra, Marte
• Esterni/gassosi: Giove, Saturno, Urano, Nettuno

Origine della Terra

(circa 4,6 Ga): Autodifferenziazione per accrezione planitesimale = collisioni continue di corpi interplanetari e meteoriti. Alta temperatura della Terra primordiale = prima formato il nucleo (per migrazione vs centro di fusi magmatici di solfuri di Fe e Ni – per gravità). Poi si sono formati mantello e crosta (per unione di elementi più leggeri), liberazione gas atmosfera primordiale. Con il trascorrere del tempo e diminuzione della temperatura solidificazione del materiale del mantello e crosta terrestre primordiale ed evoluzione dell’atmosfera primordiale. La grande scarsità dei gas inerti nella Terra rispetto alla loro abbondanza cosmica è attribuibile al loro allontanamento durante il processo di formazione e differenziazione.