در زندگی هر شهابسنگ چهار دوره زمانی مجزا وجود دارد :
۱- سن زمینی (یعنی مدت زمانی که بر سطح زمین گذرانده است)
۲- سن تابش پرتوهای کیهانی (مدت زمانی که به صورت شهاب واره‌ای چند متری در مداری به دور خورشید قرار داشت)
۳- سن پیدایش
۴- سن ماقبل پیدایش (فاصله زمانی میان تشکیل عناصر شیمیایی در ستاره‌ها تا به کار رفتن این عناصر در اجرامی که شهابواره‌ها را پدید آوردند)
۱- سن زمینی
منظور مدت زمانی است که از سقوط شهابسنگ بر سطح زمین می‌گذرد. برای شهابسنگ‌هایی که سقوط آنها مشاهده شده است این زمان به دقت معلوم است. اما سن زمینی شهابسنگ‌هایی که بعدها پیدا می‌شوند، ابتدا معلوم نیست. شهابواره‌ها هنگامی که در مدارشان به دور خورشید می‌گردند در معرض بمباران پرتوهای کیهانی هستند. این پرتوها پیش از آنکه در عمق شهابواره به دام بیفتند در واکنش با اتم‌های پیکره آن ایزوتوپ‌های گوناگونی می‌آفرینند که برخی از آنها ناپایدارند و پس از گذشت چند سال به عناصر سبک‌تر متلاشی می‌شوند. جو زمین پس از سقوط شهابسنگ، آن را در مقابل پرتوهای کیهانی محافظت می‌کند.
بنابراین ایزوتوپ‌های ناپایدار موجود شروع به متلاشی شدن می‌کنند، بی‌آنکه پرتوهای کیهانی، جانشین آنها را فراهم کنند. ما با بررسی شهابسنگ‌هایی که سقوط آنها به طور مستقیم مشاهده شده‌اند، مقادیر معمول این ایزوتوپ‌ها را در شهابسنگ‌های تازه می بینیم. شهابسنگ‌هایی که بعدها پیدا می‌شوند و سقوط آنها را کسی ندیده است مقدار کمتری از این ایزوتوپ‌ها خواهند داشت. اختلاف فراوانی ایزوتوپ‌ها در این دو نوع شهابسنگ، مدت زمانی را که از سقوط شهابسنگ گذشته معلوم می‌کند. تاریخ‌نگاری با«کربن ـ ۱۴» یکی از روش‌هایی است که در تعیین سن زمینی شهابسنگ‌ها به کار می‌رود .
عموماً سن زمینی شهابسنگ‌ها از چند ده تا چند هزار سال است، اما بسیاری از شهابسنگ‌های قطب جنوب بیش از ۵۰۰۰۰ سال پیش فرود آمده‌اند.
۲- سن تابش پرتو های کیهانی
دومین سن هر شهابسنگ، دوره‌ای است که طی آن جرم کوچکی در مداری به دور خورشید می‌گردید. پرتوهای کیهانی با برخی اتم‌های هر تکه سنگ یا توده آهن ـ نیکل که در فضا قرار دارد، واکنش می‌کنند. این واکنش‌های هسته‌ای، اتم‌های ثانویه‌ای پدید می‌آورد که به مرور زمان بر تعداد آنها افزوده می‌شود. مقدار این اتم‌های ثانویه (یا ایزوتوپ‌ها) به ترکیب شیمیایی و مدتی که در معرض پرتوهای کیهانی بوده است بستگی دارد. اندازه‌گیری‌های فراوانی گاز نئون، نشان می‌دهند که سن تابش پرتو های کیهانی برای شهابسنگ‌های سنگی از چند میلیون تا چند ده میلیون سال است. ظاهراً در فضا فقط تعداد کمی از شهابسنگ‌های سنگی برای بیش از ۴۰ میلیون سال، از خطر تخریب بر اثر خردشدگی در امان می‌مانند. شهابسنگ‌های آهنی از این نظر خوش اقبال‌ترند، زیرا به مراتب سخت‌ترند و اندازه‌گیری‌های مناسب نشان می‌دهند که دست کم به مدت ۱۰۰۰ میلیون سال به شکل اجرامی چند متری در فضا دوام آورده‌اند.
۳- سن پیدایش
منظور مدت زمانی است که از آخرین تغییر عمده‌ی دمای زیاد شهابسنگ می‌گذرد. مثلاً سن پیدایش کندریت‌های بازالتی (نوعی شهابسنگ)، طول زمانی است که آنها پس از تبلور از حالت مذاب، گذرانده‌اند. کندریت‌ها هر چند ذوب نشده ماندند، اما داغ بودند و اندکی پس از پیدایش، دوباره به حالت جامد متبلور شدند. سن پیدایش آنها هم مدت زمانی است که از هنگام شکل‌گیری دانه‌های فعلی کانی‌هایشان می‌گذرد. سن پیدایش هر دو نوع شهابسنگ تقریباً ۴۵۵۰ میلیون سال است.
توضیح بسیار مختصری از روش تعیین سن پیدایش، به این شرح است :
می‌دانیم که عنصر پرتوزایی مانند اورانیوم با سرعت ثابتی به سرب تبدیل می‌شود و سرعت تلاشی آن نوعی «ساعت» پرتوزا پدید می‌آورد. در این روش نمونه‌هایی از چند شهابسنگ هم خانواده یا دانه‌هایی از یک شهابسنگ را به کار می‌برند. مقادیر اورانیوم و سرب را در هر نمومنه 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 شهابسنگ 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 شهابسنگ متفاوت سنگی، حرکت کنند می گذرد .
۴- سن ماقبل پیدایش
تقریباً تمام عناصر٬ به جز هیدروژن و هلیوم٬ در دل گونه‌های مختلف ستاره‌ها پدید آمده اند . این موضوع نه تنها درباره ی شهابسنگ ها بلکه در مورد هر آنچه در زمین یافت می شود٬ و از جمله بدن خود ما صادق است . سن ماقبل پیدایش برای هر عنصر٬ فاصله‌ی زمانی میان پیدایش آن در یک ستاره تا شرکت آن در تشکیل سیارات یا شهابسنگ ها است . بسیاری شهابسنگ‌های سنگی محصولات حاصل از شکافت پلوتونیوم را در خود دارند.
پلوتونیوم عنصر ناپایداری است که به سرعت متلاشی می‌شود و نیمه عمر آن فقط ۸۲ میلیون سال است٬ در حالی که اورانیوم ۲۳۸ ٬ نیمه عمری برابر ۴۵۰۰ میلیون سال دارد . [نیمه عمر هر عنصر عبارت از مدت زمانی است که طی آن نصف تعداد اولیه‌ی یک عنصر پرتوزا به عناصر دیگر واپاشیده می شود. به سبب نیمه عمر کوتاه آن٬ تمام پلوتونیوم آغازینی که در هنگام پیدایش منظومه‌ی شمسی وجود داشت تا ۴ میلیارد سال پیش متلاشی شد. از آن هنگام نه در زمین و نه در کل منظومه شمسی پلوتونیوم با منشاء طبیعی وجود ندارد. اندازه‌گیری محصولات حاصل از تلاشی پلوتونیوم در شهابسنگ‌ها حکایت از آن دارد که سن ما قبل پیدایش پلوتونیوم٬ حدود ۱۵۰ میلیون سال است. یعنی خود پلوتونیوم اولیه تنها حدود ۱۵۰ میلیون سال پیش از پیدایش خورشید و سیارات٬ در یک ستاره پدید آمده است. بخشی از عناصر شیمیایی در زمانی که به شکل‌گیری سیارات نزدیک‌تر است پدید آمده‌اند. شواهد تازه حاکی از آن است که برخی اجرام سیاره‌ای توسط نوعی آلومینیوم پرتوزا ذوب شده بودند.
این ایزوتوپ آلومینیوم بسیار ناپایدار است و می‌باید کمتر از ۵ میلیون سال پیش از تولد سیارات در یک ستاره بوجود آمده باشد. به این ترتیب٬ عناصر شیمیایی مختلف در شناخت مراحل جنینی منظومه شمسی به ما یاری می‌رسانند. پرتوزایی در شهابسنگ‌ها به مراتب از سنگ‌های زمینی٬ که از نظر اورانیوم و توریوم غنی‌ترند٬ کمتر است. به همین سبببرای سنجش پرتوزایی شهابسنگ‌ها به ابزارهای فوق‌العاده دقیقی نیاز است .
منبع:http://vahdane.mihanblog.com
دیدگاه‌ها بسته شده‌اند.