PEŁZANIE

Bazalt KREEP z okolic Montes Apenninus .

KREEP to składnik geochemiczny różnych skał księżyca Ziemi , który został bezpośrednio wykryty w odpowiednich próbkach sprowadzonych na Ziemię w ramach misji Apollo, a także w księżycowych meteorytach znalezionych na Ziemi. KREEP to zwiększona zawartość tzw. Elementów niekompatybilnych , tj. H. pierwiastki chemiczne , których włączenie do sieci jonowej minerałów oliwinu , piroksenu i plagioklazu , które są na ogół typowe dla skał księżycowych, zostało silnie zahamowane z powodu niekorzystnego promienia jonów podczas krystalizacji z płynnego wnętrza księżyca we wczesnej historii geologicznej księżyca. Skała ziemskiego pochodzenia z podpisem KREEP nie jest jeszcze znana.

etymologia

ZOBACZ profile próbek skał księżycowych bogatych w KREEP. Ujemna anomalia europu, która występuje również w wielu skałach lądowych, jest wyraźnie rozpoznawalna.

KREEP to akronim od K alium, R to E arth E lements ( pierwiastki ziem rzadkich, SEE ) i P hosphorus. Nazwa została wymyślona w 1971 r. Przez geologa NASA Normana J. Hubbarda i jego współpracowników w eseju naukowym na temat składu chemicznego próbek regolitu z obszaru wokół lądowiska Apollo 12 .

Charakterystyka

Skały KREEP, które są dość zróżnicowane pod względem surowców mineralnych, ale głównie bazaltowe, zawierają około 0,5-3  % wagowych tlenku potasu (K 2 O) i tlenku fosforu (P 2 O 5 ), a także cer z czasami ponad 1000 neodymu z czasami istotnymi więcej niż 100, dysproz , erb , lantan , rubid , samar i iterb z mniej niż 100 ppm . Stężenie lantanu jest nawet 600 razy większe niż w chondrytach (tj. W meteorytach zbudowanych z niezróżnicowanej „pierwotnej materii” Układu Słonecznego). Również typowe dla KREEP są ujemne anomalie europu (tj. Europ pierwiastka RE występuje w znacznie niższym stężeniu niż inne pierwiastki RE) i znacznie wyższy udział pierwiastka radioaktywnego toru w porównaniu z kamieniami księżycowymi innymi niż KREEP (10– 20 ppm).

Klasyczna hipoteza tworzenia KREEP

Zróżnicowanie zewnętrznych warstw księżyca i wynikające z tego nagromadzenie KREEP pod skorupą.

Po odkryciu sygnatury KREEP w pierwszych próbkach skał księżycowych przyjęto, że magmy, z których wyłoniły się skały KREEP na powierzchni Księżyca, pochodziły z kilku kilometrowej strefy u podstawy skorupy księżycowej, która powstała podczas fazy różnicowania wnętrza Księżyca.

Zgodnie z aktualnymi teoriami, księżyc powstał, gdy obiekt mniej więcej wielkości Marsa uderzył we wczesną Ziemię około 4,5 miliarda lat temu (patrz także Pochodzenie Księżyca ). To uderzenie wyrzuciło dużą ilość ziemskiej materii na orbitę wokół Ziemi, która ostatecznie uformowała Księżyc.

Ze względu na dużą ilość energii uwolnionej podczas tego uderzenia i późniejszego formowania się księżyca można przyjąć, że duża część młodego księżyca była ciekła. Z powodu powolnego chłodzenia we wczesnym okresie przednektariańskim (> 4,2 miliarda lat wcześniej), początkowo wykrystalizowały minerały maficzne, takie jak oliwin i piroksen ( krystalizacja frakcyjna lub różnicowanie magmowe ). Miały one większą gęstość niż stopiony ocean magmy, zatonąły i zaczęły tworzyć płaszcz księżyca . W kolejnym kroku wykrystalizowały skalenie , zwłaszcza anortyt , który ze względu na mniejszą gęstość urósł i utworzył skorupę księżycową z anortozytu . Podczas tych procesów magma została wzbogacona o niekompatybilne pierwiastki, które nie przedostały się ani do minerałów mafijnych, ani do skaleni. Ostatecznie pozostawiło to warstwę o charakterystyce chemicznej typowej dla KREEP między skorupą anortozytową a mafijnym płaszczem księżycowym (tzw. UrKREEP ).

Opierając się na tej hipotezie dotyczącej różnicowania zewnętrznych warstw Księżyca, należało oczekiwać, że anortozytowa skorupa i leżąca pod nią pierwotna warstwa KREEP będą wydawać się stosunkowo równomiernie rozmieszczone na całym Księżycu. Dla rozwoju dzisiejszej geologii Księżyca, ciężkie uderzenia asteroid z okresu przednektariańskiego, nektariańskiego i wczesnego Imbrii (4,1-3,8 miliarda lat wcześniej), a także późniejszy wulkanizm klaczy późnoimbriańskich i poimbrijskich (3. , 8–1,2 miliarda lat temu). Wulkanizm Mare był głównie postrzegany jako wynik przerzedzenia skorupy w wyniku silnych uderzeń.

Rozmieszczenie KREEP na Księżycu i implikacje dla tworzenia się skorupy

Mapa księżyca z rozmieszczeniem toru w skałach powierzchniowych (odcienie fioletowe = niskie, odcienie czerwone = wysokie), na której wysokie stężenia toru są interpretowane jako wskaźnik znaczących występowań skał KREEP.

Najpóźniej odwzorowanie stężenia toru w skałach powierzchni księżyca przy użyciu spektroskopu gamma z sondą księżyca Prospector wykazały, że kreep bardzo nierównomiernie rozłożone na powierzchni księżyca. Obszar rozciągający się nad Mare Frigoris , Oceanus Procellarum , Mare Imbrium , Mare Cognitum i Mare Nubium jest również znany jako Procellarum-KREEP-Terran (PKT), ponieważ wydaje się, że jest więcej skał KREEP niż gdziekolwiek indziej na Księżycu ( 30–40% toru skorupy ziemskiej w około 10% skorupy księżycowej). Obszar ten jest pod silnym wpływem wulkanizmu Mare, ale zawiera tylko część Maria and Mare Crisium , Mare Orientale lub basen Aitken na biegunie południowym najwyraźniej mają znacznie mniej KREEP. Prowadzi to do wniosku, że jednorodne zróżnicowanie oceanu magmowego z następującym po nim podziałem powierzchni Księżyca na dwie klacze góralskie to bardzo upraszczający model. Zamiast tego wydaje się, że rozwój geologiczny PKT odbiegał od rozwoju otaczającego skaleni terran górski (FHT) już w fazie różnicowania, a skorupa PKT była od początku bardziej mafijna i bogata w KREEP niż FHT. Przypuszcza się, że przyczyną tego jest globalnie nierównomierne rozmieszczenie skaleni unoszących się na oceanie magmy z utworzeniem anortozytycznego „kratonu” lub „superkontynentu” (odpowiadającego dzisiejszemu rdzeniowi FHT), przez który maficzne, bogate w KREEP, resztkowe wytopy również zostały przesunięte w bok. . Stosunkowo wysoka zawartość pierwiastków promieniotwórczych w skorupie PKT i bezpośrednio pod nią, w szczególności toru i uranu, skutkowała efektami termicznymi, które skutkowały zarówno intensywnym, jak i bardzo długotrwałym magmatyzmem, w tym wulkanizmem Mare, i było przyczyną tego zjawiska. Występowanie bazaltów klaczy w PKT może należeć do najmłodszych na Księżycu (ok. 1,2 mln lat).

KREEP as SEE ruda?

Nawet jeśli KREEP jest wielokrotnie wymieniany jako możliwe źródło surowców, należy zauważyć, że zawartość metali ziem rzadkich jest daleko w tyle za rudami, które są uważane na ziemi za degradowalne ekonomicznie. Ponieważ na Księżycu nie było atmosfery, wody w stanie ciekłym ani tektoniki płyt, lokalnie silniejsze wzbogacanie się metali w skały, a tym samym tworzenie bogatych rud nie było możliwe.

literatura

linki internetowe

Odniesienia i komentarze

  1. ^ Y. Lin, W. Shen, Y. Liu, L. Xu, BA Hofmann, Q. Mao, GQ Tang, F. Wu, XH Li: Klasty o bardzo wysokim KREEP-bogate w klasty w uderzeniowej brecji księżyca meteoryt SaU 169: Nowe ograniczenia dotyczące ostatniej pozostałości Księżycowego Oceanu Magmy . W: Geochimica et Cosmochimica Acta . 85, 2012, s. 19–40. doi : 10.1016 / j.gca.2012.02.011 .
  2. ↑ G. Jeffrey Taylor: Księżyc w nowiu w dwudziestym pierwszym wieku . Planetary Science Research Odkrycia. 31 sierpnia 2000 r. Źródło 11 sierpnia 2009 r.
  3. ^ Charles K. Shearer, Paul C. Hess, Mark A. Wieczorek, Matt E. Pritchard, E. Mark Parmentier, Lars E. Borg, John Longhi, Linda T. Elkins-Tanton, Clive R. Neal, Irene Antonenko, Robin M. Canup, Alex N. Halliday, Tim L. Grove, Bradford H. Hager, DC. Lee, Uwe Wiechert: Termiczna i magmowa ewolucja Księżyca . W: Recenzje w Mineralogii i Geochemii . 60, nr 1, 2006, s. 365-518. doi : 10,2138 / rmg.2006.60.4 .
  4. ↑ Wilhelms: Geologic history of the Moon , 1987 (patrz literatura ), str.140
  5. ↑ SB Simon, J. Papike, DC Gosselin: Petrology of Apollo 12 Regolith Breccias . W: Lunar and Planetary Science Conference Abstracts . 16, 1985, str. 783-784. kod bibcode : 1985LPI .... 16..783S .
  6. ↑ Norman J. Hubbard, Charles Meyer Jr., Paul W. Gast: Skład i pochodzenie gleb Apollo 12 . W: Earth and Planetary Science Letters . 10, nr 3, 1971, str. 341-350. doi : 10.1016 / 0012-821X (71) 90040-9 .
  7. ↑ Określanie stężenia pierwiastków w postaci tlenków jest powszechną praktyką w petrologii. W rzeczywistości pierwiastki mają postać krzemianów. Udział wymienionych poniżej pierwiastków ziem rzadkich jest również określany w postaci ich tlenków, np. B. oznaczono tlenek lantanu (La 2 O 3 ).
  8. ^ Clive R. Neal, Lawrence A. Taylor: „K-Frac + REEP-Frac”: nowe rozumienie KREEP w kategoriach petrogenezy granitu i fosforanów . W: Lunar and Planetary Science Conference Abstracts . 19, 1988, str. 831-832. kod bibcode : 1988LPI .... 19..831N .
  9. ↑ Clive R. Neal, G. Kramer: Skład KREEP: szczegółowe badanie KREEP Basalt 15386 . W: 34th Annual Lunar and Planetary Science Conference . . kod bibcode : 2003LPI .... 34.2023N .
  10. ^ Graham Ryder: Gaszenie i zakłócanie przepływu lawy KREEP na Księżycu przez uderzenia . W: Nature . 336, 1988, str. 751-754. doi : 10.1038 / 336751a0 .
  11. ^ E. Belbruno, J. Richard Gott III: Skąd się wziął księżyc? . W: The Astronomical Journal . 129, nr 3, 2005, str. 1724-1745. arxiv : astro-ph / 0405372 . kod bibcode : 2005AJ .... 129,1724B . doi : 10.1086 / 427539 .
  12. ↑ G. Jeffrey Taylor: Promienie gamma, meteoryty, próbki księżycowe i skład księżyca . Planetary Science Research Odkrycia. 22 listopada 2005. Źródło 11 sierpnia 2009.
  13. ^ Mark A. Wieczorek, Bradley L. Jolliff, Amir Khan, Matthew E. Pritchard, Benjamin P. Weiss, James G. Williams, Lon L. Hood, Kevin Righter, Clive R. Neal, Charles K. Shearer, I. Stewart McCallum, Stephanie Tompkins, B. Ray Hawke, Chris Peterson, Jeffrey J. Gillis, Ben Bussey: Konstytucja i struktura wnętrza Księżyca . W: Recenzje w Mineralogii i Geochemii . 60, nr 1, 2006, s. 221-364. doi : 10,2138 / rmg.2006.60.3 .
  14. ^ A b H. Hiesinger, JW Head III, U. Wolf, R. Jaumann, G. Neukum: Wieki i stratygrafia bazaltów klaczy w Oceanus Procellarum, Mare Nubium, Mare Cognitum i Mare Insularum . W: Journal of Geophysical Research: Planets . 108, nr E7, 5065, 2003. doi : 10.1029 / 2002JE001985 .
  15. ↑ Wilhelms: Geologic history of the Moon , 1987 (patrz literatura ), między innymi. Str. 276 f.
  16. ↑ TH Prettyman, JJ Hagerty, RC Elphic, WC Feldman, GW Lawrence, DT Vaniman: Skład pierwiastkowy powierzchni Księżyca: Analiza danych spektroskopii promieniowania gamma z Lunar Prospector . W: Journal of Geophysical Research . 111, E12007, 2006. doi : 10.1029 / 2005JE002656 .
  17. ↑ a b Bradley Jolliff, Jeffrey Gillis, Larry Haskin, Randy Korotev, Mark Wieczorek: Major lunar crustal terranes : Surface expressions and crust-mantle origin . W: Journal of Geophysical Research . 105, nr E2, 2000, str. 4197-4216. doi : 10.1029 / 1999JE001103 .
  18. ↑ Rzadkie pierwiastki ziemskie i księżyc: bazalty KREEP. Wydobywanie na Księżycu rzadkich pierwiastków ziemskich - czy to naprawdę możliwe? ( Pamiątka z oryginałem od 23 stycznia 2017 roku w Internet Archive ) Info: archiwum Link został wstawiony automatycznie i nie została jeszcze sprawdzona. Sprawdź oryginalny i archiwalny link zgodnie z instrukcjami, a następnie usuń to powiadomienie. Prywatna witryna internetowa Roberta Beauforta (doktora geologii i nauk planetarnych, kuratora University of Arkansas Meteorite Collection).  @ 1@ 2Szablon: Webachiv / IABot / robertbeauford.net