PayPal-donate (Wiki).png
O ile nie zaznaczono inaczej, prawa autorskie zamieszczonych materiałów należą do Jana Woreczko & Wadi.

(Unless otherwise stated, the copyright of the materials included belong to Jan Woreczko & Wadi.)

Szablon:McSween (2022)

Z Wiki.Meteoritica.pl

(Różnice między wersjami)
(Utworzył nową stronę „McSween Harry Y. Jr., Huss Gary R., (2022), '''Cosmochemistry''', Cambridge University Press, 2nd edition, 2022, ss. 452. ISBN 978-1108839839.<noinclude> {{Przypisy |nc...”)
m
Linia 1: Linia 1:
McSween Harry Y. Jr., Huss Gary R., (2022), '''Cosmochemistry''', Cambridge University Press, 2nd edition, 2022, ss. 452. ISBN 978-1108839839.<noinclude>
McSween Harry Y. Jr., Huss Gary R., (2022), '''Cosmochemistry''', Cambridge University Press, 2nd edition, 2022, ss. 452. ISBN 978-1108839839.<noinclude>
 +
 +
 +
----
 +
'''Opis:'''<ref>ze wsparciem [[OpenAI|ChatGPT]]</ref> '''''Cosmochemistry''''' autorstwa Harry Y.&nbsp;McSween&nbsp;Jr. i&nbsp;Gary R.&nbsp;Huss jest jednym z&nbsp;najważniejszych współczesnych podręczników akademickich z&nbsp;zakresu kosmochemii, przedstawiającym systematyczny opis składu chemicznego i&nbsp;izotopowego materii Układu Słonecznego oraz procesów odpowiedzialnych za jej powstanie i&nbsp;ewolucję. Opracowanie integruje osiągnięcia geochemii, mineralogii, petrologii, geofizyki, astronomii i&nbsp;planetologii, prezentując kosmochemię jako dyscyplinę badającą rozmieszczenie pierwiastków i&nbsp;izotopów, ich frakcjonowanie oraz ewolucję geochemiczną od etapu nukleosyntezy gwiazdowej do uformowania planet skalistych i&nbsp;małych ciał Układu Słonecznego.
 +
 +
Monografia rozpoczyna się od omówienia kosmicznego pochodzenia pierwiastków chemicznych, przedstawiając procesy nukleosyntezy zachodzące podczas Wielkiego Wybuchu, ewolucji gwiazd oraz eksplozji supernowych. Autorzy analizują mechanizmy syntezy jąder atomowych (procesy ''s'', ''r'' i&nbsp;''p''), wyjaśniając genezę obserwowanych rozkładów obfitości pierwiastków i&nbsp;izotopów w&nbsp;materii słonecznej oraz znaczenie materiału presolarnego zachowanego w&nbsp;meteorytach. Szczegółowo omówiono właściwości chemiczne i&nbsp;izotopowe mgławicy protosłonecznej, procesy kondensacji minerałów wysokotemperaturowych, frakcjonowanie pierwiastków ogniotrwałych i&nbsp;lotnych oraz ewolucję dysku protoplanetarnego prowadzącą do akrecji planetozymali.
 +
 +
Znaczną część publikacji poświęcono geochemii meteorytów jako podstawowych próbek pierwotnej materii Układu Słonecznego. Przedstawiono klasyfikację chondrytów, achondrytów, meteorytów żelaznych i&nbsp;kamienno-żelaznych, omawiając ich mineralogię, petrologię oraz skład chemiczny i&nbsp;izotopowy. Szczegółowo scharakteryzowano procesy dyferencjacji planetozymali, obejmujące segregację faz metalicznych i&nbsp;siarczkowych, powstawanie jąder Fe–Ni, częściowe topnienie, krystalizację frakcyjną oraz ewolucję zbiorników krzemianowych. Autorzy szeroko wykorzystują dane dotyczące inkluzji bogatych w&nbsp;wapń i&nbsp;glin (CAIs – ''Calcium–Aluminum-rich Inclusion''), chondr oraz ziaren presolarnych jako zapisów warunków fizykochemicznych panujących w&nbsp;najwcześniejszym etapie historii Układu Słonecznego.
 +
 +
Szczególny nacisk położono na geochemię pierwiastków głównych, śladowych i&nbsp;ultraśladowych{{!trace elements|}} oraz interpretację ich zachowania w&nbsp;układach planetarnych. Omówiono właściwości geochemiczne pierwiastków syderofilnych, litofilnych, chalkofilnych i&nbsp;atmofilnych, analizując ich współczynniki podziału (''partition coefficients''), kompatybilność mineralogiczną oraz zachowanie podczas procesów kondensacji, częściowego topnienia, krystalizacji frakcyjnej i&nbsp;segregacji metal–krzemian. Szczególną uwagę poświęcono wysokosyderofilnym pierwiastkom (HSE – ''Highly Siderophile Elements'') oraz pierwiastkom ziem rzadkich (REE – ''Rare Earth Elements''){{!REE|}}, których rozkłady, znormalizowane względem chondrytów CI, stanowią podstawowe narzędzie interpretacji procesów petrogenetycznych i&nbsp;ewolucji geochemicznej planet oraz planetoid. Przedstawiono również znaczenie anomalii europowej i&nbsp; cerowej, frakcjonowania pierwiastków kompatybilnych i&nbsp;niekompatybilnych oraz modeli równowagowego i&nbsp;frakcyjnego topnienia.
 +
 +
Integralną część monografii stanowi omówienie geochemii izotopowej i&nbsp;geochronologii. Autorzy przedstawiają zastosowanie zarówno długożyciowych systemów radiogenicznych (U–Pb, Rb–Sr, Sm–Nd, Lu–Hf, Re–Os), jak i&nbsp;krótkotrwałych układów izotopowych (<sup>26</sup>Al–<sup>26</sup>Mg, <sup>53</sup>Mn–<sup>53</sup>Cr, <sup>182</sup>Hf–<sup>182</sup>W){{!SLRs|}} do rekonstrukcji chronologii kondensacji, akrecji i&nbsp;dyferencjacji planetozymali. Szczegółowo omówiono również wykorzystanie stabilnych izotopów tlenu{{!oxygen isotopic|}}, chromu, tytanu, molibdenu i&nbsp;wolframu jako wskaźników heterogeniczności nukleosyntetycznej oraz ewolucji rezerwuarów materii w&nbsp;dysku protoplanetarnym.
 +
 +
Końcowe rozdziały poświęcono geochemii planet wewnętrznych, Księżyca, planetoid i&nbsp;komet oraz procesom różnicowania chemicznego prowadzącym do powstania jąder, płaszczy i&nbsp;skorup planetarnych. Omawiane są zagadnienia bilansu masy i&nbsp;energii, ewolucji termicznej wnętrz planetarnych, procesów magmowych oraz globalnych cykli geochemicznych. Dzięki połączeniu podstaw teoretycznych z&nbsp;bogatym materiałem analitycznym i&nbsp;wynikami współczesnych badań laboratoryjnych publikacja stanowi jedno z&nbsp;najważniejszych opracowań referencyjnych w&nbsp;zakresie kosmochemii. Jest powszechnie wykorzystywana jako podręcznik akademicki oraz źródło interpretacji geochemicznych i&nbsp;izotopowych dotyczących genezy i&nbsp;ewolucji materii Układu Słonecznego, ze szczególnym uwzględnieniem meteorytów i&nbsp;procesów planetotwórczych.
 +
{{Przypisy |ncol=1}}
{{Przypisy |ncol=1}}
[[Category:Bibliografia (szablony)|{{PAGENAME}}]]
[[Category:Bibliografia (szablony)|{{PAGENAME}}]]
</noinclude>
</noinclude>

Wersja z 17:09, 29 cze 2026

McSween Harry Y. Jr., Huss Gary R., (2022), Cosmochemistry, Cambridge University Press, 2nd edition, 2022, ss. 452. ISBN 978-1108839839.


Opis:[1] Cosmochemistry autorstwa Harry Y. McSween Jr. i Gary R. Huss jest jednym z najważniejszych współczesnych podręczników akademickich z zakresu kosmochemii, przedstawiającym systematyczny opis składu chemicznego i izotopowego materii Układu Słonecznego oraz procesów odpowiedzialnych za jej powstanie i ewolucję. Opracowanie integruje osiągnięcia geochemii, mineralogii, petrologii, geofizyki, astronomii i planetologii, prezentując kosmochemię jako dyscyplinę badającą rozmieszczenie pierwiastków i izotopów, ich frakcjonowanie oraz ewolucję geochemiczną od etapu nukleosyntezy gwiazdowej do uformowania planet skalistych i małych ciał Układu Słonecznego.

Monografia rozpoczyna się od omówienia kosmicznego pochodzenia pierwiastków chemicznych, przedstawiając procesy nukleosyntezy zachodzące podczas Wielkiego Wybuchu, ewolucji gwiazd oraz eksplozji supernowych. Autorzy analizują mechanizmy syntezy jąder atomowych (procesy s, r i p), wyjaśniając genezę obserwowanych rozkładów obfitości pierwiastków i izotopów w materii słonecznej oraz znaczenie materiału presolarnego zachowanego w meteorytach. Szczegółowo omówiono właściwości chemiczne i izotopowe mgławicy protosłonecznej, procesy kondensacji minerałów wysokotemperaturowych, frakcjonowanie pierwiastków ogniotrwałych i lotnych oraz ewolucję dysku protoplanetarnego prowadzącą do akrecji planetozymali.

Znaczną część publikacji poświęcono geochemii meteorytów jako podstawowych próbek pierwotnej materii Układu Słonecznego. Przedstawiono klasyfikację chondrytów, achondrytów, meteorytów żelaznych i kamienno-żelaznych, omawiając ich mineralogię, petrologię oraz skład chemiczny i izotopowy. Szczegółowo scharakteryzowano procesy dyferencjacji planetozymali, obejmujące segregację faz metalicznych i siarczkowych, powstawanie jąder Fe–Ni, częściowe topnienie, krystalizację frakcyjną oraz ewolucję zbiorników krzemianowych. Autorzy szeroko wykorzystują dane dotyczące inkluzji bogatych w wapń i glin (CAIs – Calcium–Aluminum-rich Inclusion), chondr oraz ziaren presolarnych jako zapisów warunków fizykochemicznych panujących w najwcześniejszym etapie historii Układu Słonecznego.

Szczególny nacisk położono na geochemię pierwiastków głównych, śladowych i ultraśladowych[2] oraz interpretację ich zachowania w układach planetarnych. Omówiono właściwości geochemiczne pierwiastków syderofilnych, litofilnych, chalkofilnych i atmofilnych, analizując ich współczynniki podziału (partition coefficients), kompatybilność mineralogiczną oraz zachowanie podczas procesów kondensacji, częściowego topnienia, krystalizacji frakcyjnej i segregacji metal–krzemian. Szczególną uwagę poświęcono wysokosyderofilnym pierwiastkom (HSE – Highly Siderophile Elements) oraz pierwiastkom ziem rzadkich (REE – Rare Earth Elements)[3], których rozkłady, znormalizowane względem chondrytów CI, stanowią podstawowe narzędzie interpretacji procesów petrogenetycznych i ewolucji geochemicznej planet oraz planetoid. Przedstawiono również znaczenie anomalii europowej i  cerowej, frakcjonowania pierwiastków kompatybilnych i niekompatybilnych oraz modeli równowagowego i frakcyjnego topnienia.

Integralną część monografii stanowi omówienie geochemii izotopowej i geochronologii. Autorzy przedstawiają zastosowanie zarówno długożyciowych systemów radiogenicznych (U–Pb, Rb–Sr, Sm–Nd, Lu–Hf, Re–Os), jak i krótkotrwałych układów izotopowych (26Al–26Mg, 53Mn–53Cr, 182Hf–182W)[4] do rekonstrukcji chronologii kondensacji, akrecji i dyferencjacji planetozymali. Szczegółowo omówiono również wykorzystanie stabilnych izotopów tlenu[5], chromu, tytanu, molibdenu i wolframu jako wskaźników heterogeniczności nukleosyntetycznej oraz ewolucji rezerwuarów materii w dysku protoplanetarnym.

Końcowe rozdziały poświęcono geochemii planet wewnętrznych, Księżyca, planetoid i komet oraz procesom różnicowania chemicznego prowadzącym do powstania jąder, płaszczy i skorup planetarnych. Omawiane są zagadnienia bilansu masy i energii, ewolucji termicznej wnętrz planetarnych, procesów magmowych oraz globalnych cykli geochemicznych. Dzięki połączeniu podstaw teoretycznych z bogatym materiałem analitycznym i wynikami współczesnych badań laboratoryjnych publikacja stanowi jedno z najważniejszych opracowań referencyjnych w zakresie kosmochemii. Jest powszechnie wykorzystywana jako podręcznik akademicki oraz źródło interpretacji geochemicznych i izotopowych dotyczących genezy i ewolucji materii Układu Słonecznego, ze szczególnym uwzględnieniem meteorytów i procesów planetotwórczych.

Przypisy

  1. ^ ze wsparciem ChatGPT
  2. ^
    Iron meteorites classification (trace elements).jpg
    pierwiastki śladowe (ang. trace elements) – to pierwiastki występujące w meteorytach w stężeniach poniżej 0,1% masy, często na poziomie ppm (części na milion). Ich analiza pozwala określić pochodzenie, wiek i historię powstania meteorytów. Główne grupy pierwiastków śladowych: syderofile (ang. siderophile elements, lubiące żelazo) – mają duże powinowactwo do żelaza i koncentrują się w metalicznej części meteorytów, należą do nich m.in. iryd (Ir), platyna (Pt), osm (Os) i złoto (Au); litofile (ang. lithophile elements, lubiące skały) – wiążą się z tlenem i występują głównie w minerałach krzemianowych, przykłady: lit (Li), beryl (Be), bar (Ba), niob (Nb) oraz pierwiastki ziem rzadkich (REE); chalkofile (ang. chalcophile elements, lubiące siarkę) – tworzą związki z siarką, często obecne w troilicie, należą do nich m.in. gal (Ga), german (Ge) i antymon (Sb). Znaczenie pierwiastków śladowych: klasyfikacja meteorytów – stężenia i proporcje pierwiastków (np. Ga, Ge, Ir) umożliwiają podział meteorytów żelaznych na grupy chemiczne (np. IAB, IIAB; Woźniak (2021)); datowanie – radioaktywne izotopy pierwiastków, takich jak uran, ołów czy glin, służą do określania wieku meteorytów; badanie procesów planetarnych – skład pierwiastków śladowych dostarcza informacji o różnicowaniu wnętrz planet i historii ciał macierzystych meteorytów. Metody analizy: neutronowa analiza aktywacyjna (NAA); spektrometria mas z plazmą sprzężoną indukcyjnie (ICP-MS) (Lauretta et al. (2006); McSween et al. (2022))
  3. ^ pierwiastki ziem rzadkich (ang. Rare Earth Elements, REE) – grupa 17 chemicznie podobnych pierwiastków obejmująca 15 lantanowców (lantan (La), cer (Ce), prazeodym (Pr), neodym (Nd), promet (Pm), samar (Sm), europ (Eu), gadolin (Gd), terb (Tb), dysproz (Dy), holm (Ho), erb (Er), tul (Tm), iterb (Yb) i lutet (Lu)) oraz skand (Sc) i itr (Y). W kosmochemii i geochemii szczególnie często analizuje się rozkłady stężeń REE znormalizowane względem chondrytów węglistych CI (ang. CI chondrite-normalized REE patterns). Wikipedia – Metale ziem rzadkich
  4. ^ krótkożyciowe izotopy promieniotwórcze (ang. Short-lived radionuclides, SLRs) – radionuklidy o okresach półtrwania krótkich w porównaniu z wiekiem Układu Słonecznego (~4,567 mld lat), które były obecne podczas jego formowania, ale dziś już niemal całkowicie zanikły. Ich dawną obecność poznajemy po produktach rozpadu zachowanych w meteorytach. Najważniejsze SLRs w kosmochemii (w nawiasie okresy połowicznego rozpadu): 26Al (0,717 mln lat), 41Ca (0,10 mln lat), 36Cl (0,30 mln lat), 60Fe (2,6 mln lat), 63Mn (3,7 mln lat). Rozpad 26Al→26Mg był prawdopodobnie głównym źródłem ogrzewania młodych planetozymali prowadzącym do: metamorfizm chondrytów, topienie skał krzemianowych, oddzielenie jąder metalicznych, powstania meteorytów zdyferencjonowanych. Mierząc stężenie ekstremalnie krótkożyciowych izotopów promieniotwórczych (ang. extremely short-lived radioactive nuklides) w meteorycie można określić tzw. wiek ziemski okazu (ang. terrestrial age; patrz → cosmogenic isotopes), tzn. czas od spadku meteorytu na Ziemię do chwili obecnej, gdy już ustały w nim procesy wytwarzania nowych nuklidów powstających w wyniku bombardowania meteoroidu promieniowaniem kosmicznym w przestrzeni pozaziemskiej. Przykładowe ekstremalnie krótkożyciowe izotopy promieniotwórcze występujące w chondrytach zwyczajnych to: 52Mn (5,6 dni), 48V (15,97 dni), 51Cr (27,7 dni), 59Fe (44,5 dni), 58Co (70,4 dni), 56Co (77,23 dni), 46Sc (83,8 dni), 57Co (271,8 dni), 54Mn (312 dni) (patrz → Antonin  ●  Sołtmany/Badania, Laubenstein et al. 2012). Wikipedia (EN) – Cosmogenic nuclide
  5. ^
    Schmitz 2014 (oxygen isotopic compositions).jpg
    skład izotopowy tlenu (ang. oxygen isotopic compositions; Δ17O vs. δ18O) – jeden z najważniejszych parametrów wykorzystywanych do klasyfikacji meteorytów oraz identyfikacji ich ciał macierzystych. Skład izotopowy tlenu wyrażany jest względem standardu VSMOW (ang. Vienna Standard Mean Ocean Water) za pomocą parametrów δ17O i δ18O. W materiałach ziemskich i księżycowych zmiany stosunków 17O/16O i 18O/16O są kontrolowane głownie przez procesy zależne od masy (ang. mass-dependent fractionation), dlatego na wykresie δ17O względem δ18O próbki układają się wzdłuż linii zwanej ziemską linią frakcjonowania izotopowego (ang. Terrestrial Fractionation Line, TFL) o nachyleniu około 0,52–0,53. Odchylenie od tej linii opisuje parametr Δ17O. Skały pochodzące z różnych ciał macierzystych charakteryzują się odmiennymi wartościami Δ17O; materiał z Ziemi i Księżyca ma praktycznie identyczny skład izotopowy tlenu (Δ17O ≈ 0‰). W przypadku ciał zdyferencjonowanych, takich jak Mars czy (4) Vesta, próbki tworzą linie zbliżone do TFL, lecz przesunięte względem niej. Meteoryty niezdyferencjonowane, zwłaszcza chondryty, często wykazują bardziej złożone zależności, układając się wzdłuż linii o innym nachyleniu (np. ang. Carbonaceous Chondrite Anhydrous Mineral line, CCAM, o nachyleniu bliskim 1), co odzwierciedla pierwotne niejednorodności izotopowych mgławicy słonecznej oraz procesów niezależnych od masy (ang. mass-independent fractionation)
Źródło „http://meteoritica.pl/index.php5/Szablon:McSween_(2022)”
Osobiste