Riassunti Geochimica

L'universo

L'universo è costituito prevalentemente da:

• Stelle
• Nebulose
• Gas e polveri interstellari

Conoscenze sulle abbondanze degli elementi

Le conoscenze che abbiamo sulle abbondanze degli elementi derivano essenzialmente da:

• Lo studio degli spettri delle atmosfere stellari (volatili)
• Lo studio delle meteoriti (elementi non volatili)
• Lo studio del suolo lunare (e più di recente di Marte e altri pianeti)

Formazione degli elementi durante il Big Bang

Durante il Big Bang, l'energia si condensò in particelle elementari (elettroni), poi in particelle maggiori (protoni e neutroni), finché, dopo i primi 3 minuti, si formarono i primi nuclei atomici (H e He). Solo dopo circa 300000 anni la temperatura di questo ammasso gassoso scese a circa 3000 ° Kelvin. Elettroni e nuclei si unirono, per formare atomi di H e He. La loro successiva combinazione diede l'avvio al processo di nucleosintesi.

Elementi nelle atmosfere stellari

Nelle atmosfere stellari sono stati individuati molti elementi: H, He, C, N, O, F, Ne, Na, Mg, Al, Si, P, S, Cl, Ar, K, Ca, Se, Ti, Fe, Zr. Composti: H₂, C₂, CN, AlO, Bo, TiO, ScO, ZrO, CH, CaH, MgH, NH, OH. Non ci sono elementi pesanti: Au, Pt, Ra, U, Hg alcuni metalloidi (Br, I).

Composizione delle atmosfere stellari

I dati chimici estesi ad altre atmosfere stellari suggeriscono che: H è il più abbondante, seguono in ordine di abbondanza: He, O, Ne, N, C, Ar e metalli (Fe, Si, Mg).

Ciclo protone-protone

Durante i processi di fusione termonucleare in cui si attiva il ciclo protone-protone, vengono prodotti oltre a nuove specie chimiche, anche grandi quantità di energia sotto varie forme a causa del "difetto di massa".

Unione 2 protoni H -> Deuterio (isotopo dell'H) e il protone diventa neutrone abbondando il positrone (la parte positiva) + neutrino. Un nucleo di H può trasformarsi in elio -> + Protone -> Elio isotopo 3 (He) -> Unione 2 elio isotopo 3 -> He con espulsione di due protoni [che potrebbero ricominciare il ciclo]

Processi di nucleosintesi

All'inizio elettroni, positroni e neutrini erano le particelle dominanti. Con l'espansione dell'Universo protoni e neutroni divennero più abbondanti. Queste particelle esistevano in uno stato di equilibrio regolato dalle seguenti reazioni:

• H + e ↔ n + v
• n + e ↔ H + ν

All'inizio protoni e neutroni esistevano in nello stesso numero. Con il raffreddamento dell'Universo, le precedenti reazioni progressivamente favorirono l’aumento di protoni. Tuttavia, queste reazioni sono possibili a temperature estreme, e sono destinate ad esaurirsi dopo pochi secondi, sufficienti a portare il rapporto : p: n = 6:1 [per 6 protoni c’è un neutrone]

Dopo 100 secondi la temperatura dell'Universo era diminuita a 10⁹ K, ovvero era sufficientemente fredda da permettere la formazione di He. Contemporaneamente possono procedere le reazioni:

La formazione degli elementi più pesanti del Li è impedita dall'instabilità dei nucleidi massa 5 e 8. Nell'evoluzione del cosmo primordiale, due sono i fattori che governano il processo:

• La decrescita di temperatura
• Il decadimento di neutroni liberi: al di fuori del nucleo, i neutroni hanno λ/2 = 10 minuti. Pertanto le reazioni che consumano neutroni diminuiscono rapidamente. Dopo circa 20 minuti, le reazioni nel cosmo non furono più possibili. Il Big Bang ha creato H, He, Li. Quando l’Universo ha raggiunto T= 3000°K, gli elettroni hanno potuto legarsi ai nuclei per formare atomi.

Processo tripla alfa

Il nucleo di He inerte, continua a contrarsi e ad aumentare di massa perché il guscio di H vi deposita sopra scorie nucleari (He) fino a quando…

[T diminuisce per irraggiamento] -> [nucleo si contrae] -> [T aumenta]

4He + 4He -> 8Be

8Be + 4He -> 12C + γ

12C + 4He -> 16O + γ |-> Processo 3α -> [Fino a esaurimento di He]

16O + 4He -> 20Ne + γ

20Ne + 4He -> 24Mg + γ

M ≈ massa stella Sole-Processi di fusione cessano-Diminuisce la luminosità-Esaurimento energia gravitazionale

L’evoluzione della stella M >> m dipende dalla sua massa stella Sole

Nuova contrazione gravitazionale

Innalzamento temperatura (10⁹K)

• Fusioni di nuclei di C
• C + C -> Ne + α (50%) [ C perché stato più stabile]
• La fusione si arresta quando nel nucleo sono presenti 23-> Na + p (50%)
• 23-> Mg + n rara
• 24-> Mg + γ molto rara

[H, He semplici.] Per T> 10⁹K diventa possibile la fusione dell’O e così via.

[C, O= di forma facilmente.]

Spettro emesso dalla luce solare

Nello spettro emesso dalla luce solare:

• Sono più abbondanti i nuclei leggeri (perché i più semplici)
• Sono presenti tutti i nuclei fino al Pb. Solo i nuclei leggeri (A<15) formatisi mediante la catena P-P e CNO sono prodotti da processi di fusione nel nucleo!

Formazione dei nuclei più pesanti

Come si formano i nuclei più pesanti?

1. Il Sole (è una stella piccola) ha avuto origine dall’esplosione di una stella di grande massa alla fine della sua esistenza.
2. Su una stella di questo tipo si possono formare nuclei con A<56.
3. Sia nella fase stazionaria sia nel collasso finale sono emessi neutroni che possono dar luogo a nuclei più pesanti.

Il raggiungimento della fusione del Fe comporta per ogni stella una morte catastrofica: l’esplosione della supernova, il destino finale di ogni stella con massa >8 la massa solare. Nel nucleo stellare si verifica un’onda di “shock” la cui propagazione provoca la rottura di molti nuclei per fotodisintegrazione:

• Fe + γ -> 13 He + 4 n
• He + γ -> 2 H + 2 n

Tuttavia la fotodisintegrazione produce moltissimi neutroni liberi (e protoni) che reagiscono con altri nuclei e formano nuclei più pesanti (processo “r”). I nuclei che sopravvivono alla disintegrazione nella fusione del Fe catturano i neutroni e formano gli elementi più pesanti.Il processo di cattura è rapido e possono essere catturati più neutroni,

Limitazioni dell’abbondanza di nuclei pesanti

• La velocità del processo “r” (1-10 secondi)
• La formazione di nuclei stabili per breve tempo

Limitano l’abbondanza di nuclei pesanti. Il processo “p” produce elementi pesanti, molto ricchi di neutroni. Il processo si identifica con una cattura di un protone. Questo processo NON è dotato di grande efficacia nella nucleosintesi perché la probabilità che un protone venga catturato è di gran lunga inferiore a quella della cattura di un neutrone.

Abbondanze solari

In ordine di abbondanza: H, He, C… sono gli elementi più abbondanti. Questa abbondanza è simile a quella delle altre stelle.

Introduzione meteoriti

Classificazione cosmochimica degli elementi - La temperatura di condensazione

1. Volatilità in un gas di composizione solare -> equilibri gas/solido e gas/liquido

Temperature di condensazione al 50% -> Temperatura alla quale il 50% dell’abbondanza solare di un elemento è condensata (si calcolano assumendo equilibrio termodinamico tra solidi condensati e gas solare)

• Elementi refrattari -> ≥ 1400 K (es. Re, Os, W, Zr, Hf, Sc, Al, Y, Ir, Ti, REE, Mo, U, Ru, Ta, Ca, Mg, Nb, Pt, Rh)
• Elementi transizionali -> 1350-1250 K (Co, Ni, Mg, Fe, Pd, Si, Cr)
• Elementi moderatamente volatili -> 1250-800 K (Au, Li, Sr, Mn, Ba, P, As, Cu, K, Rb, Na, Ag, Ga, Sb, Cl, Ge)
• Elementi altamente volatili -> 800-300 K (F, Sn, Se, Te, Zn, S, Pb, Bi, In, Tl Cd, Br, I,Hg)
• Ice forming elements -> < 300 K (H, He, C, N, O, Ne, Ar, Kr, Xe)

2. Affinità rispetto alle fasi metallo/solfuro/silicato(ossidi) -> equilibri metallo/silicato solfuro/silicato

• Elementi litofili -> affinità per i silicati e gli ossidi (Be, Al, Ca, Sc, Ti, V, Sr, Y, Zr, Nb, Ba, REE, Hf, Ta, Th, U, Mg, Si, Cr, Li, B, Na, K, Mn, Rb, Cs, F, Cl, Br, I, Zn)
• Elementi siderofili -> affinità per al fase metallo (Mo, Ru, Rh, W, Re, Os, Ir, Pt, Fe, Co, Ni, Pd, P, Cu, Ga, Ge, As, Ag, Sb, Au, Tl, Bi)
• Elementi calcofili -> affinità per la fase solfuro (S, Se, Cd, In, Sn, Te, Hg, Pb)
• Elementi atmofili -> affinità per la fase gassosa o ghiaccio (H, He, C, N, O, Ne, Ar, Kr, Xe)

Nota Bene: Questi elementi a volte possono assumere comportamenti del tutto diversi (Il Fe può essere anche Litofilo o Calcofilo, in natura).

Meteoriti

Si noti che:

• I meteorodi sono corpi interplanetari solidi di dimensioni relativamente modeste che entrano nell’atmosfera di altri pianeti o satelliti.
• Le meteoriti sono pezzi di meteoroidi sopravvissuti all’attraversamento dell’atmosfera di un pianeta o satellite e ne hanno raggiunto la superficie.
• Le meteore sono strisce di luce che si generano quando piccoli meteoroidi (max grano di sabbia) attraversando l’atmosfera vaporizzano, fondono o esplodono per attrito con l’aria.
• I bolidi (fireballs) sono meteore particolarmente luminose, che causano esplosioni, in prossimità di grossi meteoroidi (da 0.5 cm in su).

Le meteoriti vengono classificate in base alla loro composizione, mineralogia e tessitura. Sono tre grandi classi di meteoriti:

• Roccioso (Stones) -> Le più abbondanti
• Ferrose (Irons)
• Roccioso-Ferrose (Stony Irons)

Tutte le meteoriti si dividono in:

• Indifferenziate: Condriti (nello spazio erano materiale indifferenziato, non hanno subito modificazioni interne originari)
• Differenziate: Accondriti (“senza condriti”, eterogenee; paragonate a rocce basiche di tipo peridotitico; origine: residuo fusione parziale), Ferrose, Roccioso-Ferrose.

Classificazione delle meteoriti

Quindi distinguiamo tre grandi classi di meteoriti:

• Roccioso
• Ferrose (o Sideriti)
• Roccioso-Ferrose

Condriti

Le condriti sono le più vecchie ed hanno composizione simile a quella del Sole. Rispetto al Sole sono impoverite di H e He ed altri elementi volatili. Per la loro età e composizione chimica più primitiva vengono usate come standard di comparazione.

Le condriti sono caratterizzate dalle condrule, inclusioni di Ca e Al, dette (CAI) che si sono formate da materiale solare disperso e successivamente aggregato.

Molte condriti sono altamente brecciate per effetto di collisioni e impatti sulla superficie dei corpi parentali. Malgrado le vicissitudini “spaziali” tutte le classi di condriti hanno concentrazioni di elementi condensati, eccetto H, C, N, O e gas nobili.

Questo contrasta molto con la composizione delle meteoriti differenziate dei materiali terrestri e lunari, molto diversi dalla composizione solare. La condrite CI si avvicina molto alla composizione del Sole ed è pertanto considerata rappresentativa della composizione del Sistema Solare, per quanto concerne gli elementi non volatili.

Acondriti

Le acondriti sono un gruppo molto eterogeneo. Possono essere paragonate per la composizione chimica a rocce eruttive basiche di tipo peridotitico.

Come le condriti, mostrano spiccata variabilità del rapporto Fe/Mg nella parte silicatica. Diversamente dalle condriti sono caratterizzate da ampia variabilità del rapporto Ca/Mg.

L’origine delle acondriti è problematica. Ci sono diverse “ipotesi”:

• Possono essere il materiale residuo di un processo di fusione parziale
• Possono essere materiale igneo molto frazionato.

Le acondriti ricche in Ca (Eucriti e Howarditi) sono dette acondriti basaltiche e come i basalti terrestri sono ricche in Plagioclasio e Pirosseno. Le howarditi sono brecciate e sono misture di eucriti e materiale diagenetico, possono infatti contenere clasti di condriti carbonacee e xenoliti e clasti fusi per impatto. Il carattere brecciato suggerisce che erano parte del regolite o la porzione più superficiale dell’asteroide “genitore.”

Condriti carbonacee (C)

Queste meteoriti sono tra le più complesse. Sono rare, primitive e contengono Fe e Ni variamente ossidati. Sono ricche di composti del C, compresa una varietà di composti organici, quali gli amino-acidi. Ad esempio nella condrite di Murchison sono stati descritti circa 70 diversi amino-acidi, di cui 20 biologici! Esse contengono H (presente nei silicati idrati), N e sono più impoverite in Si rispetto alle altre condriti. La loro composizione è molto simile a quella del Sole. Non sono presenti i gas nobili a causa del fatto che non c’è un “serbatoio”.

Li più presente nelle meteoriti che nel Sole. Composizione chimica di condriti, acondriti e peridotiti e basalti terrestri:

• In ordine di abbondanza, abbiamo SiO₂, MgO (poco nelle acondriti a pirosseno e plagioclasi, e nella media di 137 basalti toleitici), FeO, ..., Al₂O₃, ..., FeS (presente in poche quantità nelle meteoriti).

Meteoriti ferrose (o sideriti)

Le sideriti o ferri meteorici, costituiti esclusivamente da metallo (ferro); a seconda della loro struttura, che viene messa ben in evidenza dalla lucidatura o, ancor meglio, da attacchi con opportuni reagenti, possono essere a loro volta suddivise in:

• Ataxiti (12+% Ni) se non presentano evidenti e particolari strutture
• Esaedriti (4-6% Ni) se presentano una facile sfaldatura in tre direzioni ortagonali
• Ottaedriti (6-12% Ni) se presentano particolari strutture (figure di Widermanstatten) dovute a lamelle di camancite, taenite e plessite.

Ni e Fe, rappresentano gli elementi ferrosi più abbondanti, hanno quasi lo stesso comportamento (sono traccianti geochimici). La concentrazione di Ni è in funzione della temperatura. La classificazione strutturale è:

1. Esaedriti (Fe 94%, Ni 6%)
2. Ottaedriti (Fe 94-86%, Ni 6-14%)
3. Ataxiti (Fe 86-70%, Ni 14% - 30%)

Originariamente venivano classificate sulla base delle relazioni tessiturali. Il loro componente fondamentale è una lega di Fe-Ni, alla quale si aggiungono solfuri (principalmente tipo Fe-Ni) anche se in quantità molto limitata. Al di sopra dei 900°C è stabile la taenite ottaedrica; a più bassa temperatura, la camacite (povera in Ni) essolve sulle facce degli ottaedri. Quando il Ni < 6% a più bassa temperatura si ha la trasformazione in sola camacite. Pertanto le fasi e le tessiture di queste meteoriti sono dovute alla loro storia termica.

Esaedriti

Masse grigie di ferro-nichel (Fe 94%, Ni 6%) con strie giallastre di solfuri (troilite). Sono sideriti che, dopo la lucidatura ed attacco nitrico della loro superficie, mostrano tracce di sfaldatura secondo piani corrispondenti alle facce di un cubo. Tali lineature si chiamano: lineature di Neumann e probabilmente sono dovute alle sollecitazioni meccaniche provocate dalle onde d’urto.

Ottaedriti

Masse grigie di ferro-nichel (Fe 94-86% Ni 6-14%) in cui sono evidenti le figure di Widmanstatten. Sono sistemi di lamelle che si intersecano con variabili a seconda della concertazione dell’acido usato.

Ataxiti

Hanno un contenuto in nichel compreso tra il 14% ed il 30%.