ژئوشيمي چيست؟

[Borna66]

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.

[Borna66]

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.

[Borna66]

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.
__________________