భూరసాయన శాస్త్రం

From LTRC

భూరసాయన శాస్త్రం (Geochemistry) అనేది భూమి యొక్క పొర (Earth's crust) మరియు దాని మహాసముద్రాలు (oceans) వంటి ప్రధాన భూగర్భ వ్యవస్థల వెనుక ఉన్న యంత్రాంగాలను వివరించడానికి రసాయన శాస్త్రం (chemistry) యొక్క సాధనాలు మరియు సూత్రాలను ఉపయోగించే శాస్త్రం (science).[1] భూరసాయన శాస్త్రం యొక్క పరిధి భూమిని దాటి, మొత్తం సౌర కుటుంబం (Solar System) వరకు విస్తరించి ఉంది,[2] మరియు ఇది మాంటిల్ ఉష్ణప్రసరణ (mantle convection), గ్రహాల ఏర్పాటు మరియు గ్రాఫైట్ (granite) మరియు బసాల్ట్ (basalt) మూలాల వంటి అనేక ప్రక్రియలను అర్థం చేసుకోవడానికి ముఖ్యమైన సహకారాన్ని అందించింది.[1] ఇది రసాయన శాస్త్రం మరియు భూగర్భ శాస్త్రం (geology) ల యొక్క సమగ్ర విభాగం.

Time-lapse sequence showing a water droplet forming at the tip of a stalactite.
ఒక గుహలో స్టాలక్టైట్ (stalactite) చివరన ఏర్పడుతున్న నీటి బిందువును చూపే టైమ్-లాప్స్ క్రమం. ఖనిజ-సమృద్ధిగా ఉన్న నీరు గుహలోని గాలిని చేరుకున్నప్పుడు, కార్బన్ డయాక్సైడ్ బయటకు వెళ్లి, ఆ ద్రావణం కాల్షియం కార్బోనేట్ సంతృప్తతకు దగ్గరగా మారుతుంది. ప్రతి బిందువు పడిపోయే ముందు కాల్సైట్ యొక్క సూక్ష్మ పొరను జమ చేస్తుంది, ఇది భూరసాయన శాస్త్రంలో అధ్యయనం చేయబడిన ఒక ముఖ్యమైన తక్కువ-ఉష్ణోగ్రత ప్రక్రియగా మారుతుంది.

చరిత్ర

విక్టర్ గోల్డ్‌ష్మిడ్ట్ (1909)

జియోకెమిస్ట్రీ (Geochemistry) అనే పదాన్ని మొదట 1838లో స్విస్-జర్మన్ రసాయన శాస్త్రవేత్త క్రిస్టియన్ ఫ్రెడరిక్ షోన్‌బీన్ ఉపయోగించారు: "జియోగ్రఫీ భూగర్భ శాస్త్రంగా మారకముందు, మరియు మన గ్రహాల మరియు వాటి అకర్బన పదార్థాల ఉత్పత్తి యొక్క రహస్యం వెల్లడి కావడానికి ముందే, ఒక తులనాత్మక భూరసాయన శాస్త్రాన్ని ప్రారంభించాలి."[3] అయితే, ఆ శతాబ్దం మిగిలిన కాలంలో "కెమికల్ జియాలజీ" (రసాయన భూగర్భ శాస్త్రం) అనే పదం ఎక్కువగా వాడుకలో ఉంది, మరియు భూగర్భ శాస్త్రవేత్తలు (geologists) మరియు రసాయన శాస్త్రవేత్తల (chemists) మధ్య తక్కువ సంబంధం ఉండేది.[3]

1884లో యునైటెడ్ స్టేట్స్ జియోలాజికల్ సర్వే (USGS) స్థాపించబడిన తర్వాత భూరసాయన శాస్త్రం ఒక ప్రత్యేక విభాగంగా ఉద్భవించింది, ఇది శిలలు మరియు ఖనిజాల రసాయన శాస్త్రంపై క్రమబద్ధమైన సర్వేలను ప్రారంభించింది. ప్రధాన USGS రసాయన శాస్త్రవేత్త, ఫ్రాంక్ విగ్లెస్‌వర్త్ క్లార్క్, పరమాణు భారం పెరిగేకొద్దీ మూలకాల లభ్యత సాధారణంగా తగ్గుతుందని గమనించారు, మరియు ది డేటా ఆఫ్ జియోకెమిస్ట్రీలో మూలకాల లభ్యతపై పనిని సంగ్రహించారు.[3][4]

ఉల్కల (meteorites) కూర్పును 1850లోనే పరిశోధించి, భూమిపై ఉన్న శిలలతో పోల్చారు. 1901లో, ఆలివర్ సి. ఫారింగ్టన్ తేడాలు ఉన్నప్పటికీ, సాపేక్ష లభ్యతలు ఒకేలా ఉండాలని ఊహించారు.[3] ఇది కాస్మోకెమిస్ట్రీ (cosmochemistry) రంగానికి ఆరంభం మరియు భూమి మరియు సౌర కుటుంబం యొక్క ఏర్పాటు గురించి మనకు తెలిసిన వాటిలో చాలా వరకు ఇది దోహదపడింది.[5]

20వ శతాబ్దం ప్రారంభంలో, మాక్స్ వాన్ లావ్ మరియు విలియం ఎల్. బ్రాగ్ స్పటికాల నిర్మాణాలను నిర్ణయించడానికి ఎక్స్-రే స్కాటరింగ్‌ను ఉపయోగించవచ్చని చూపారు. 1920లు మరియు 1930లలో, విక్టర్ గోల్డ్‌ష్మిడ్ట్ మరియు ఓస్లో విశ్వవిద్యాలయంలోని సహచరులు ఈ పద్ధతులను అనేక సాధారణ ఖనిజాలకు వర్తింపజేసి, మూలకాలు ఎలా సమూహపరచబడతాయో నియమాల సమితిని రూపొందించారు. గోల్డ్‌ష్మిడ్ట్ ఈ పనిని Geochemische Verteilungsgesetze der Elemente [మూలకాల పంపిణీ యొక్క భూరసాయన చట్టాలు] అనే సిరీస్‌లో ప్రచురించారు.[4][6]

1960ల నుండి 2002 వరకు మాన్‌ఫ్రెడ్ షిడ్లోవ్‌స్కీ పరిశోధన ప్రారంభ భూమి (Early Earth) యొక్క జీవరసాయన శాస్త్రానికి సంబంధించి ఉంది, ఇది ఐసోటోప్-బయోజియోకెమిస్ట్రీ మరియు ప్రీకాంబ్రియన్ కాలంలో ప్రారంభ జీవ ప్రక్రియల ఆధారాలపై దృష్టి సారించింది.[7][8]

ఉప విభాగాలు

భూరసాయన శాస్త్రంలోని కొన్ని ఉప విభాగాలు:[9]

రసాయన మూలకాలు

పదార్థాల యొక్క బిల్డింగ్ బ్లాక్‌లు రసాయన మూలకాలు. వీటిని వాటి పరమాణు సంఖ్య Z ద్వారా గుర్తించవచ్చు, ఇది కేంద్రకంలోని ప్రోటాన్ల సంఖ్య. ఒక మూలకం కేంద్రకంలోని న్యూట్రాన్ల సంఖ్య N కోసం ఒకటి కంటే ఎక్కువ విలువలను కలిగి ఉండవచ్చు. వీటి మొత్తం ద్రవ్యరాశి సంఖ్య, ఇది సుమారుగా పరమాణు ద్రవ్యరాశికి సమానం. ఒకే పరమాణు సంఖ్యను కలిగి ఉండి, వేర్వేరు న్యూట్రాన్ సంఖ్యలను కలిగి ఉన్న పరమాణువులను ఐసోటోపులు అంటారు. ఒక నిర్దిష్ట ఐసోటోప్ మూలకం యొక్క అక్షరం ద్వారా గుర్తించబడుతుంది, దీనికి ముందు ద్రవ్యరాశి సంఖ్య కోసం సూపర్‌స్క్రిప్ట్ ఉంటుంది. ఉదాహరణకు, క్లోరిన్ యొక్క రెండు సాధారణ ఐసోటోపులు 35Cl మరియు 37Cl. Z మరియు N యొక్క సుమారు 1700 తెలిసిన కలయికలు ఉన్నాయి, వాటిలో సుమారు 260 మాత్రమే స్థిరంగా ఉన్నాయి. అయితే, చాలా అస్థిర ఐసోటోపులు ప్రకృతిలో సంభవించవు. భూరసాయన శాస్త్రంలో, స్థిరమైన ఐసోటోపులను రసాయన మార్గాలు మరియు ప్రతిచర్యలను గుర్తించడానికి ఉపయోగిస్తారు, అయితే రేడియోధార్మిక ఐసోటోపులను ప్రధానంగా నమూనాల వయస్సును నిర్ణయించడానికి ఉపయోగిస్తారు.[4]

ఒక పరమాణువు యొక్క రసాయన ప్రవర్తన – దాని ఇతర మూలకాల పట్ల అనుబంధం మరియు అది ఏర్పరిచే బంధాల రకం – ఆర్బిటాల్‌లలో ఎలక్ట్రాన్ల అమరిక ద్వారా, ముఖ్యంగా బయటి (వాలెన్స్) ఎలక్ట్రాన్ల ద్వారా నిర్ణయించబడుతుంది. ఈ అమరికలు ఆవర్తన పట్టికలో మూలకాల స్థానంలో ప్రతిబింబిస్తాయి.[4] స్థానం ఆధారంగా, మూలకాలు క్షార లోహాలు, క్షార మృత్తిక లోహాలు, పరివర్తన లోహాలు, సెమీ-మెటల్స్ (వీటిని మెటలాయిడ్స్ అని కూడా పిలుస్తారు), హాలోజన్లు, ఉత్కృష్ట వాయువులు, లాంతనైడ్లు మరియు ఆక్టినైడ్ల విస్తృత సమూహాలుగా విభజించబడ్డాయి.[4]

భూరసాయన శాస్త్రానికి మరొక ఉపయోగకరమైన వర్గీకరణ పథకం గోల్డ్‌ష్మిడ్ట్ వర్గీకరణ, ఇది మూలకాలను నాలుగు ప్రధాన సమూహాలుగా ఉంచుతుంది. లిథోఫైల్స్ ఆక్సిజన్‌తో సులభంగా కలిసిపోతాయి. Na, K, Si, Al, Ti, Mg మరియు Ca వంటి ఈ మూలకాలు భూమి యొక్క పొరలో ఆధిపత్యం చెలాయిస్తాయి, సిలికేట్లు మరియు ఇతర ఆక్సైడ్‌లను ఏర్పరుస్తాయి. సైడ్రోఫైల్ మూలకాలు (Fe, Co, Ni, Pt, Re, Os) ఇనుము పట్ల అనుబంధాన్ని కలిగి ఉంటాయి మరియు కేంద్రంలో కేంద్రీకృతమై ఉంటాయి. చాల్కోఫైల్ మూలకాలు (Cu, Ag, Zn, Pb, S) సల్ఫైడ్లను ఏర్పరుస్తాయి; మరియు అట్మోఫైల్ మూలకాలు (O, N, H మరియు ఉత్కృష్ట వాయువులు) వాతావరణంలో ఆధిపత్యం చెలాయిస్తాయి. ప్రతి సమూహంలో, కొన్ని మూలకాలు రిఫ్రాక్టరీ, అధిక ఉష్ణోగ్రతల వద్ద స్థిరంగా ఉంటాయి, మరికొన్ని అస్థిరమైనవి, సులభంగా ఆవిరైపోతాయి, కాబట్టి వేడి చేయడం ద్వారా వాటిని వేరు చేయవచ్చు.[1][4]

విభేదం మరియు మిశ్రమం

భూమి మరియు ఇతర వస్తువుల రసాయన కూర్పు రెండు వ్యతిరేక ప్రక్రియల ద్వారా నిర్ణయించబడుతుంది: విభేదం మరియు మిశ్రమం. భూమి యొక్క మాంటిల్లో, మధ్య-సముద్రపు గటారుల వద్ద పాక్షిక ద్రవీభవనం ద్వారా విభేదం జరుగుతుంది, మరింత రిఫ్రాక్టరీ పదార్థాలు లిథోస్పియర్ అడుగుభాగంలో ఉండిపోతాయి, మిగిలినవి పైకి లేచి బసాల్ట్ను ఏర్పరుస్తాయి. ఒక సముద్రపు ప్లేట్ మాంటిల్‌లోకి దిగిన తర్వాత, ఉష్ణప్రసరణ చివరికి రెండు భాగాలను కలిపి మిశ్రమం చేస్తుంది. కోత (Erosion) గ్రాఫైట్ను విభేదిస్తుంది, దానిని సముద్రపు అడుగుభాగంలో క్లే, ఖండం అంచున ఇసుకరాయి, మరియు సముద్రపు నీటిలో కరిగిన ఖనిజాలుగా వేరు చేస్తుంది. రూపాంతర శిలలు (Metamorphism) మరియు అనాటెక్సిస్ (క్రస్టల్ శిలల పాక్షిక ద్రవీభవనం) ఈ మూలకాలను మళ్ళీ కలపగలవు. సముద్రంలో, జీవ జీవులు రసాయన విభేదానికి కారణమవుతాయి, అయితే జీవుల మరియు వాటి వ్యర్థాల విచ్ఛిన్నం పదార్థాలను మళ్ళీ కలపగలదు.[1]

ఫ్రాక్షనేషన్

ఇవి కూడా చూడండి: మాగ్మాటిక్ విభేదం విభేదానికి ఒక ప్రధాన మూలం ఫ్రాక్షనేషన్, ఇది మూలకాలు మరియు ఐసోటోపుల అసమాన పంపిణీ. ఇది రసాయన ప్రతిచర్యలు, దశ మార్పులు, గతి ప్రభావాలు లేదా రేడియోధార్మికత ఫలితంగా ఉండవచ్చు.[1] అతిపెద్ద స్థాయిలో, గ్రహాల విభేదం అనేది ఒక గ్రహం రసాయనికంగా విభిన్న ప్రాంతాలుగా భౌతిక మరియు రసాయన విభజన. ఉదాహరణకు, భూగోళ గ్రహాలు ఇనుముతో కూడిన కేంద్రాలను మరియు సిలికేట్-సమృద్ధిగా ఉన్న మాంటిల్స్ మరియు క్రస్ట్‌లను ఏర్పరిచాయి.[2] భూమి యొక్క మాంటిల్‌లో, రసాయన విభేదానికి ప్రాథమిక మూలం పాక్షిక ద్రవీభవనం, ముఖ్యంగా మధ్య-సముద్రపు గటారుల దగ్గర.[16] ఘనపదార్థం భిన్నంగా ఉన్నప్పుడు లేదా ఘన ద్రావణంగా ఉన్నప్పుడు, మరియు ద్రవంలో కొంత భాగం ఘనపదార్థం నుండి వేరు చేయబడినప్పుడు ఇది సంభవించవచ్చు. ఘనపదార్థం మరియు ద్రవం ద్రవం తొలగించబడే క్షణం వరకు సమతుల్యతలో ఉంటే ఈ ప్రక్రియను సమతుల్య లేదా బ్యాచ్ ద్రవీభవనం అని, మరియు అది నిరంతరం తొలగించబడితే ఫ్రాక్షనల్ లేదా రేలీ ద్రవీభవనం అని పిలుస్తారు.[17]

ఐసోటోపిక్ ఫ్రాక్షనేషన్ ద్రవ్యరాశి-ఆధారిత మరియు ద్రవ్యరాశి-స్వతంత్ర రూపాలను కలిగి ఉంటుంది. భారీ ఐసోటోపులు ఉన్న అణువులు తక్కువ గ్రౌండ్ స్టేట్ ఎనర్జీలను కలిగి ఉంటాయి మరియు అందువల్ల మరింత స్థిరంగా ఉంటాయి. ఫలితంగా, రసాయన ప్రతిచర్యలు చిన్న ఐసోటోప్ ఆధారితాన్ని చూపుతాయి, భారీ ఐసోటోపులు అధిక ఆక్సీకరణ స్థితి కలిగిన జాతులు లేదా సమ్మేళనాలను ఇష్టపడతాయి; మరియు దశ మార్పులలో, భారీ ఐసోటోపులు భారీ దశలలో కేంద్రీకృతమై ఉంటాయి.[18] ద్రవ్యరాశి-ఆధారిత ఫ్రాక్షనేషన్ తేలికపాటి మూలకాలలో ఎక్కువగా ఉంటుంది ఎందుకంటే ద్రవ్యరాశుల మధ్య వ్యత్యాసం మొత్తం ద్రవ్యరాశిలో పెద్ద భాగం.[19]

ఐసోటోపుల మధ్య నిష్పత్తులు సాధారణంగా ఒక ప్రమాణంతో పోల్చబడతాయి. ఉదాహరణకు, సల్ఫర్‌కు నాలుగు స్థిరమైన ఐసోటోపులు ఉన్నాయి, వాటిలో రెండు అత్యంత సాధారణమైనవి 32S మరియు 34S.[19] వాటి సాంద్రతల నిష్పత్తి, , ఇలా నివేదించబడింది:

δ34S=1000(RRs−1),

ఇక్కడ Rs అనేది ఒక ప్రమాణం కోసం అదే నిష్పత్తి. వ్యత్యాసాలు చిన్నవి కాబట్టి, నిష్పత్తిని 1000తో గుణిస్తారు, తద్వారా అది వెయ్యికి భాగాలుగా (parts per mil అని పిలుస్తారు) మారుతుంది. ఇది ‰ గుర్తు ద్వారా సూచించబడుతుంది.[18]

సమతుల్యత

సమతుల్య ఫ్రాక్షనేషన్ ఒకదానితో ఒకటి సమతుల్యతలో ఉన్న రసాయనాలు లేదా దశల మధ్య సంభవిస్తుంది. దశల మధ్య సమతుల్య ఫ్రాక్షనేషన్‌లో, భారీ దశలు భారీ ఐసోటోపులను ఇష్టపడతాయి. రెండు దశలు A మరియు B కోసం, ప్రభావాన్ని కారకం ద్వారా సూచించవచ్చు

aA−B=RARB.

నీటి కోసం ద్రవ-ఆవిరి దశ మార్పులో, 20 డిగ్రీల సెల్సియస్ వద్ద al-v అనేది 18O కోసం 1.0098 మరియు 2H కోసం 1.084. సాధారణంగా, తక్కువ ఉష్ణోగ్రతల వద్ద ఫ్రాక్షనేషన్ ఎక్కువగా ఉంటుంది. 0 °C వద్ద, కారకాలు 1.0117 మరియు 1.111.[18]

గతి

దశలు లేదా రసాయన సమ్మేళనాల మధ్య సమతుల్యత లేనప్పుడు, గతి ఫ్రాక్షనేషన్ సంభవించవచ్చు. ఉదాహరణకు, ద్రవ నీరు మరియు గాలి మధ్య ఇంటర్‌ఫేస్‌ల వద్ద, గాలి యొక్క తేమ 100% కంటే తక్కువగా ఉంటే లేదా నీటి ఆవిరి గాలి ద్వారా కదిలితే ముందుకు ప్రతిచర్య మెరుగుపడుతుంది. గతి ఫ్రాక్షనేషన్ సాధారణంగా సమతుల్య ఫ్రాక్షనేషన్‌తో పోలిస్తే మెరుగుపడుతుంది మరియు ప్రతిచర్య రేటు, ప్రతిచర్య మార్గం మరియు బంధ శక్తి వంటి అంశాలపై ఆధారపడి ఉంటుంది. తేలికపాటి ఐసోటోపులు సాధారణంగా బలహీనమైన బంధాలను కలిగి ఉంటాయి కాబట్టి, అవి వేగంగా ప్రతిస్పందిస్తాయి మరియు ప్రతిచర్య ఉత్పత్తులను సుసంపన్నం చేస్తాయి.[18]

జీవ ఫ్రాక్షనేషన్ అనేది గతి ఫ్రాక్షనేషన్ యొక్క ఒక రూపం, ఎందుకంటే ప్రతిచర్యలు ఒకే దిశలో ఉంటాయి. జీవ జీవులు తేలికపాటి ఐసోటోపులను ఇష్టపడతాయి ఎందుకంటే శక్తి బంధాలను విచ్ఛిన్నం చేయడంలో తక్కువ శక్తి ఖర్చు ఉంటుంది. పైన పేర్కొన్న కారకాలతో పాటు, జీవి యొక్క పర్యావరణం మరియు జాతులు ఫ్రాక్షనేషన్‌పై పెద్ద ప్రభావాన్ని చూపుతాయి.[18]

చక్రాలు

ప్రధాన వ్యాసం: భూరసాయన చక్రం ఇవి కూడా చూడండి: వాతావరణ నమూనా#బాక్స్ నమూనాలు వివిధ రకాల భౌతిక మరియు రసాయన ప్రక్రియల ద్వారా, రసాయన మూలకాలు సాంద్రతలో మారుతాయి మరియు భూరసాయన చక్రాలు అని పిలవబడే వాటిలో కదులుతాయి. ఈ మార్పులను అర్థం చేసుకోవడానికి వివరణాత్మక పరిశీలన మరియు సైద్ధాంతిక నమూనాలు రెండూ అవసరం. ప్రతి రసాయన సమ్మేళనం, మూలకం లేదా ఐసోటోప్ స్థానం మరియు సమయం యొక్క C(r,t) ఫంక్షన్ అయిన సాంద్రతను కలిగి ఉంటుంది, కానీ పూర్తి వైవిధ్యతను మోడల్ చేయడం అసాధ్యం. బదులుగా, కెమికల్ ఇంజనీరింగ్ నుండి తీసుకోబడిన ఒక విధానంలో,[1] భూరసాయన శాస్త్రవేత్తలు భూమి యొక్క భూరసాయన రిజర్వాయర్లు అని పిలవబడే ప్రాంతాలపై సాంద్రతను సగటు చేస్తారు. రిజర్వాయర్ ఎంపిక సమస్యపై ఆధారపడి ఉంటుంది; ఉదాహరణకు, సముద్రం ఒకే రిజర్వాయర్‌గా ఉండవచ్చు లేదా బహుళ రిజర్వాయర్లుగా విభజించబడవచ్చు.[20] బాక్స్ మోడల్ అని పిలవబడే ఒక రకమైన నమూనాలో, ఒక రిజర్వాయర్ ఇన్‌పుట్‌లు మరియు అవుట్‌పుట్‌లతో కూడిన బాక్స్‌గా సూచించబడుతుంది.[1][20]

భూరసాయన నమూనాలు సాధారణంగా ఫీడ్‌బ్యాక్‌ను కలిగి ఉంటాయి. సరళ చక్రం యొక్క సరళమైన సందర్భంలో, రిజర్వాయర్ నుండి ఇన్‌పుట్ లేదా అవుట్‌పుట్ సాంద్రతకు అనులోమానుపాతంలో ఉంటుంది. ఉదాహరణకు, ఉప్పు ఎవాపోరైట్ల ఏర్పాటు ద్వారా సముద్రం నుండి తొలగించబడుతుంది, మరియు ఎవాపోరైట్ బేసిన్‌లలో స్థిరమైన బాష్పీభవన రేటును బట్టి, ఉప్పు తొలగింపు రేటు దాని సాంద్రతకు అనులోమానుపాతంలో ఉండాలి. ఒక నిర్దిష్ట భాగం C కోసం, రిజర్వాయర్‌కు ఇన్‌పుట్ స్థిరమైన a అయితే మరియు అవుట్‌పుట్ kC అయితే, కొన్ని స్థిరమైన k కోసం, అప్పుడు ద్రవ్యరాశి సమతుల్యత సమీకరణం

ఇది ద్రవ్యరాశిలో ఏదైనా మార్పు ఇన్‌పుట్ లేదా అవుట్‌పుట్‌లోని మార్పుల ద్వారా సమతుల్యం కావాలి అనే వాస్తవాన్ని వ్యక్తపరుస్తుంది. కాలపరిమితిలో, వ్యవస్థ స్థిర స్థితిని చేరుకుంటుంది, దీనిలో Csteady = a/k. నివాస సమయం (residence time) ఇలా నిర్వచించబడింది

τres=Csteady/I=Csteady/O,

ఇక్కడ I మరియు O అనేవి ఇన్‌పుట్ మరియు అవుట్‌పుట్ రేట్లు. పైన పేర్కొన్న ఉదాహరణలో, స్థిర-స్థితి ఇన్‌పుట్ మరియు అవుట్‌పుట్ రేట్లు రెండూ aకి సమానం, కాబట్టి τres = 1/k.[20]

ఇన్‌పుట్ మరియు అవుట్‌పుట్ రేట్లు C యొక్క నాన్-లీనియర్ ఫంక్షన్లు అయితే, అవి నివాస సమయం కంటే చాలా ఎక్కువ కాలపరిమితిలో దగ్గరగా సమతుల్యం కావచ్చు; లేకపోతే, Cలో పెద్ద హెచ్చుతగ్గులు ఉంటాయి. ఆ సందర్భంలో, వ్యవస్థ ఎల్లప్పుడూ స్థిర-స్థితికి దగ్గరగా ఉంటుంది మరియు ద్రవ్యరాశి సమతుల్యత సమీకరణం యొక్క అత్యల్ప క్రమ విస్తరణ సమీకరణం () వంటి సరళ సమీకరణానికి దారితీస్తుంది. చాలా వ్యవస్థలలో, ఇన్‌పుట్ మరియు అవుట్‌పుట్ రెండూ లేదా ఒకటి Cపై ఆధారపడి ఉంటాయి, దీని ఫలితంగా స్థిర-స్థితిని నిర్వహించడానికి ఫీడ్‌బ్యాక్ ఏర్పడుతుంది. బాహ్య శక్తి వ్యవస్థను కలవరపరిస్తే, అది 1/k కాలపరిమితిలో స్థిర-స్థితికి తిరిగి వస్తుంది.[20]

మూలకాల లభ్యత

ప్రధాన వ్యాసం: రసాయన మూలకాల లభ్యత

సౌర కుటుంబం

సౌర కుటుంబ మూలకాల లభ్యత.[21]

సౌర కుటుంబం యొక్క కూర్పు అనేక ఇతర నక్షత్రాల మాదిరిగానే ఉంటుంది, మరియు చిన్న అసాధారణతలు మినహాయించి, ఇది ఏకరీతి కూర్పును కలిగి ఉన్న సౌర నెబ్యులా నుండి ఏర్పడిందని భావించవచ్చు, మరియు సూర్యుని ఫోటోస్పియర్ యొక్క కూర్పు సౌర కుటుంబంలోని మిగిలిన భాగాల మాదిరిగానే ఉంటుంది. ఫోటోస్పియర్ యొక్క కూర్పు దాని స్పెక్ట్రమ్లోని శోషణ రేఖలను సూర్యుని వాతావరణ నమూనాలకు సరిపోల్చడం ద్వారా నిర్ణయించబడుతుంది.[22] మొత్తం ద్రవ్యరాశిలో హైడ్రోజన్ (74.9%) మరియు హీలియం (23.8%) అతిపెద్ద రెండు మూలకాలు, మిగిలిన అన్ని మూలకాలు కేవలం 1.3% మాత్రమే ఉన్నాయి. పరమాణు[23] సంఖ్య పెరిగేకొద్దీ లభ్యతలో ఘాతాంక క్షయం (exponential decrease) యొక్క సాధారణ ధోరణి ఉంది, అయినప్పటికీ సరి పరమాణు సంఖ్య కలిగిన మూలకాలు వాటి బేసి-సంఖ్య పొరుగువారి కంటే సాధారణమైనవి (ఒడ్డో-హార్కిన్స్ నియమం). మొత్తం ధోరణితో పోలిస్తే, లిథియం, బోరాన్ మరియు బెరీలియం క్షీణించాయి మరియు ఇనుము అసాధారణంగా సమృద్ధిగా ఉంది.[24]

మూలకాల లభ్యత యొక్క నమూనా ప్రధానంగా రెండు కారకాల వల్ల ఏర్పడుతుంది. హైడ్రోజన్, హీలియం మరియు కొంత లిథియం బిగ్ బ్యాంగ్ తర్వాత సుమారు 20 నిమిషాలలో ఏర్పడ్డాయి, మిగిలినవి నక్షత్రాల అంతర్భాగాలలో సృష్టించబడ్డాయి.[4]

ఉల్కలు

ఉల్కలు (Meteorites) వివిధ కూర్పులలో వస్తాయి, కానీ రసాయన విశ్లేషణ ద్వారా అవి ఒకప్పుడు ప్లానెటెసిమల్స్లో ఉన్నాయా లేదా విభేదించబడ్డాయా అని నిర్ణయించవచ్చు.[22] కాండ్రైట్లు (Chondrites) విభేదించబడలేదు మరియు కాండ్రూల్స్ అని పిలవబడే గుండ్రని ఖనిజ చేరికలను కలిగి ఉంటాయి. 4.56 బిలియన్ సంవత్సరాల వయస్సుతో, అవి ప్రారంభ సౌర కుటుంబం నాటివి. ఒక నిర్దిష్ట రకం, CI కాండ్రైట్, సూర్యుని ఫోటోస్పియర్ యొక్క కూర్పుతో దగ్గరగా సరిపోలుతుంది, కొన్ని అస్థిర పదార్థాలు (H, He, C, N, O) మరియు సూర్యునిలో న్యూక్లియోసింథసిస్ ద్వారా నాశనమయ్యే మూలకాల సమూహం (Li, B, Be) క్షీణత మినహా.[4][22] తరువాతి సమూహం కారణంగా, CI కాండ్రైట్లు ప్రారంభ సౌర కుటుంబం యొక్క కూర్పుకు మెరుగైన సరిపోలికగా పరిగణించబడతాయి. అంతేకాకుండా, CI కాండ్రైట్ల రసాయన విశ్లేషణ ఫోటోస్పియర్ కంటే ఖచ్చితమైనది, కాబట్టి వాటి అరుదైన స్వభావం ఉన్నప్పటికీ (భూమిపై ఐదు మాత్రమే కనుగొనబడ్డాయి), ఇది సాధారణంగా రసాయన లభ్యతకు మూలంగా ఉపయోగించబడుతుంది.[22]

భారీ గ్రహాలు

భారీ గ్రహాల అంతర్భాగాల నమూనాలను చూపే కటవేలు.

సౌర కుటుంబంలోని గ్రహాలు రెండు సమూహాలుగా విభజించబడ్డాయి: నాలుగు అంతర్గత గ్రహాలు భూగోళ గ్రహాలు (బుధుడు, శుక్రుడు, భూమి మరియు అంగారకుడు), ఇవి సాపేక్షంగా చిన్న పరిమాణాలు మరియు రాతి ఉపరితలాలను కలిగి ఉంటాయి. నాలుగు బాహ్య గ్రహాలు భారీ గ్రహాలు (giant planets), ఇవి హైడ్రోజన్ మరియు హీలియం ద్వారా ఆధిపత్యం చెలాయిస్తాయి మరియు తక్కువ సగటు సాంద్రతలను కలిగి ఉంటాయి. వీటిని మరింతగా గ్యాస్ జెయింట్స్ (గురుడు మరియు శని) మరియు పెద్ద మంచు కేంద్రాలను కలిగి ఉన్న ఐస్ జెయింట్స్ (యురేనస్ మరియు నెప్ట్యూన్)గా విభజించవచ్చు.[25]

భారీ గ్రహాల కూర్పుపై మనకు ఉన్న చాలా ప్రత్యక్ష సమాచారం స్పెక్ట్రోస్కోపీ నుండి వచ్చింది. 1930ల నుండి, గురు గ్రహంలో హైడ్రోజన్, మీథేన్ మరియు అమ్మోనియం ఉన్నాయని తెలిసింది. 1960లలో, ఇంటర్ఫెరోమెట్రీ స్పెక్ట్రల్ విశ్లేషణ యొక్క రిజల్యూషన్ మరియు సున్నితత్వాన్ని బాగా పెంచింది, ఇది ఈథేన్, ఎసిటిలీన్, నీరు మరియు కార్బన్ మోనాక్సైడ్ వంటి అనేక అణువులను గుర్తించడానికి అనుమతించింది.[26] అయితే, భూమి ఆధారిత స్పెక్ట్రోస్కోపీ మరింత దూరంగా ఉన్న గ్రహాలతో కష్టతరమవుతుంది, ఎందుకంటే సూర్యుని నుండి ప్రతిబింబించే కాంతి చాలా మసకగా ఉంటుంది; మరియు గ్రహాల నుండి కాంతి యొక్క స్పెక్ట్రోస్కోపిక్ విశ్లేషణను అణువుల కంపనాలను గుర్తించడానికి మాత్రమే ఉపయోగించవచ్చు, ఇవి ఇన్‌ఫ్రారెడ్ ఫ్రీక్వెన్సీ పరిధిలో ఉంటాయి. ఇది H, C మరియు N మూలకాల లభ్యతను పరిమితం చేస్తుంది.[26] మరో రెండు మూలకాలు గుర్తించబడ్డాయి: ఫాస్ఫైన్ (PH3) వాయువులో ఫాస్పరస్ మరియు జెర్మేన్ (GeH4)లో జెర్మేనియం.[26]

హీలియం పరమాణువు అతినీలలోహిత (ultraviolet) పరిధిలో కంపనాలను కలిగి ఉంటుంది, ఇది బాహ్య గ్రహాలు మరియు భూమి యొక్క వాతావరణం ద్వారా బలంగా శోషించబడుతుంది. అందువల్ల, హీలియం సమృద్ధిగా ఉన్నప్పటికీ, అంతరిక్ష నౌకలను బాహ్య గ్రహాలకు పంపినప్పుడు మాత్రమే అది గుర్తించబడింది, అదీ హైడ్రోజన్ అణువులలో ఘర్షణ-ప్రేరిత శోషణ ద్వారా పరోక్షంగా మాత్రమే గుర్తించబడింది.[26] బృహస్పతిపై మరింత సమాచారం 1995లో వాతావరణంలోకి పంపబడిన గెలీలియో ప్రోబ్ ద్వారా లభించింది;[27][28] మరియు 2017లో కాసిని ప్రోబ్ యొక్క చివరి మిషన్ శని గ్రహ వాతావరణంలోకి ప్రవేశించడం.[29] బృహస్పతి వాతావరణంలో, సౌర కూర్పుతో పోలిస్తే హీలియం 2 రెట్లు మరియు నియాన్ 10 రెట్లు తక్కువగా ఉన్నట్లు కనుగొనబడింది, ఇది ఆశ్చర్యకరమైన ఫలితం, ఎందుకంటే ఇతర జడ వాయువులు మరియు మూలకాలు C, N మరియు S లు 2 నుండి 4 రెట్లు పెరిగాయి (ఆక్సిజన్ కూడా తక్కువగా ఉంది, కానీ ఇది గెలీలియో నమూనాను సేకరించిన అసాధారణమైన పొడి ప్రాంతానికి కారణమని చెప్పబడింది).[28]

స్పెక్ట్రోస్కోపిక్ పద్ధతులు బృహస్పతి మరియు శని గ్రహాల వాతావరణంలోకి సుమారు 1 బార్ పీడనం ఉన్న లోతు వరకు మాత్రమే చొచ్చుకుపోగలవు, ఇది భూమి యొక్క సముద్ర మట్టం వద్ద ఉన్న వాతావరణ పీడనంకు సమానం.[26] గెలీలియో ప్రోబ్ 22 బార్ల వరకు చొచ్చుకుపోయింది.[28] ఇది గ్రహం యొక్క చిన్న భాగం, ఇది 40 Mbar కంటే ఎక్కువ పీడనాన్ని చేరుకుంటుందని అంచనా. అంతర్భాగంలోని కూర్పును నిర్ధారించడానికి, పరారుణ ఉద్గార వర్ణపటాల నుండి ఉష్ణోగ్రత సమాచారం మరియు సంభావ్య కూర్పుల కోసం స్థితి సమీకరణాలను ఉపయోగించి థర్మోడైనమిక్ నమూనాలు నిర్మించబడ్డాయి.[26] అధిక-పీడన ప్రయోగాలు బృహస్పతి మరియు శని గ్రహాల అంతర్భాగంలో హైడ్రోజన్ లోహ ద్రవంగా ఉంటుందని అంచనా వేస్తున్నాయి, అయితే యురేనస్ మరియు నెప్ట్యూన్‌లో ఇది పరమాణు స్థితిలోనే ఉంటుంది.[26] అంచనాలు గ్రహాల ఏర్పాటు నమూనాలపై కూడా ఆధారపడి ఉంటాయి. సౌర నెబ్యులా యొక్క సంక్షేపణం సూర్యుని వలె అదే కూర్పుతో వాయు గ్రహానికి దారితీస్తుంది, కానీ ఘన కోర్ నెబ్యులర్ వాయువును బంధించినప్పుడు కూడా గ్రహాలు ఏర్పడి ఉండవచ్చు.[26]

ప్రస్తుత నమూనాలలో, నాలుగు భారీ గ్రహాలు సుమారు ఒకే పరిమాణంలో ఉన్న రాయి మరియు మంచు కోర్లను కలిగి ఉన్నాయి, కానీ హైడ్రోజన్ మరియు హీలియం నిష్పత్తి బృహస్పతిలో 300 భూమి ద్రవ్యరాశుల నుండి శనిలో 75కి మరియు యురేనస్ మరియు నెప్ట్యూన్‌లో కేవలం కొన్నింటికి తగ్గుతుంది.[26] అందువల్ల, వాయు గ్రహాలు ప్రధానంగా హైడ్రోజన్ మరియు హీలియంతో కూడి ఉండగా, మంచు గ్రహాలు ప్రధానంగా భారీ మూలకాలతో (O, C, N, S), ప్రధానంగా నీరు, మీథేన్ మరియు అమ్మోనియా రూపంలో ఉంటాయి. ఉపరితలాలు పరమాణు హైడ్రోజన్ ద్రవంగా ఉండటానికి తగినంత చల్లగా ఉంటాయి, కాబట్టి ప్రతి గ్రహంలో ఎక్కువ భాగం భారీ సమ్మేళనాలపై ఉన్న హైడ్రోజన్ సముద్రం కావచ్చు.[30] కోర్ వెలుపల, బృహస్పతి ద్రవ లోహ హైడ్రోజన్ మాంటిల్ మరియు పరమాణు హైడ్రోజన్ మరియు హీలియం వాతావరణాన్ని కలిగి ఉంది. లోహ హైడ్రోజన్ హీలియంతో బాగా కలవదు, మరియు శనిలో, ఇది లోహ హైడ్రోజన్ క్రింద ఒక ప్రత్యేక పొరను ఏర్పరుస్తుంది.[26]

భూగోళ గ్రహాలు

ఇవి కూడా చూడండి: Composition of Mars భూగోళ గ్రహాలు భారీ గ్రహాల మాదిరిగానే అదే నెబ్యులర్ పదార్థం నుండి వచ్చాయని నమ్ముతారు, కానీ అవి తేలికపాటి మూలకాలను కోల్పోయాయి మరియు వేర్వేరు చరిత్రలను కలిగి ఉన్నాయి. సూర్యుడికి దగ్గరగా ఉన్న గ్రహాలు వక్రీభవన మూలకాల యొక్క అధిక భాగాన్ని కలిగి ఉంటాయని ఆశించవచ్చు, కానీ వాటి ఏర్పాటు యొక్క తరువాతి దశలలో సౌర వ్యవస్థలోని వివిధ భాగాలను నమూనా చేసిన కక్ష్యలతో పెద్ద వస్తువుల ఘర్షణలు ఉంటే, స్థానంపై తక్కువ క్రమబద్ధమైన ఆధారపడటం ఉండవచ్చు.[31]

అంగారక గ్రహం, శుక్రుడు మరియు బుధ గ్రహంపై ప్రత్యక్ష సమాచారం ఎక్కువగా అంతరిక్ష నౌకల మిషన్ల నుండి వస్తుంది. గామా-రే స్పెక్ట్రోమీటర్లను ఉపయోగించి, అంగారక గ్రహం యొక్క క్రస్ట్ కూర్పును మార్స్ ఒడిస్సీ ఆర్బిటర్,[32] శుక్రుని క్రస్ట్‌ను శుక్రునిపైకి పంపిన కొన్ని వెనెరా మిషన్లు,[31] మరియు బుధ గ్రహం యొక్క క్రస్ట్‌ను మెసెంజర్ అంతరిక్ష నౌక కొలిచాయి.[33] అంగారక గ్రహంపై అదనపు సమాచారం భూమిపై పడిన ఉల్కల నుండి వస్తుంది (షెర్గోటైట్లు, నక్లైట్లు, మరియు చాసిగ్నైట్లు, వీటిని సమిష్టిగా SNC ఉల్కలు అని పిలుస్తారు).[34] సమృద్ధి గ్రహాల ద్రవ్యరాశి ద్వారా కూడా పరిమితం చేయబడింది, అయితే మూలకాల అంతర్గత పంపిణీ వాటి జడత్వ క్షణాల ద్వారా పరిమితం చేయబడింది.[4]

గ్రహాలు సౌర నెబ్యులా నుండి సంక్షేపణం చెందాయి, మరియు వాటి కూర్పు యొక్క వివరాలు చల్లబడినప్పుడు ఫ్రాక్షనేషన్ ద్వారా నిర్ణయించబడతాయి. సంక్షేపణం చెందే దశలు ఐదు సమూహాలుగా విభజించబడ్డాయి. మొదట సంక్షేపణం చెందేవి Ca మరియు Al వంటి వక్రీభవన మూలకాలతో కూడిన పదార్థాలు. వీటి తర్వాత నికెల్ మరియు ఇనుము, ఆపై మెగ్నీషియం సిలికేట్లు వస్తాయి. సుమారు 700 కెల్విన్ల (700 K) కంటే తక్కువ వద్ద, FeS మరియు అస్థిర-సమృద్ధి కలిగిన లోహాలు మరియు సిలికేట్లు నాలుగవ సమూహాన్ని ఏర్పరుస్తాయి, మరియు ఐదవ సమూహంలో FeO మెగ్నీషియం సిలికేట్లలోకి ప్రవేశిస్తుంది.[35] గ్రహాలు మరియు చంద్రుని కూర్పులు కాండ్రిటిక్, అంటే ప్రతి సమూహంలో మూలకాల మధ్య నిష్పత్తులు కార్బనేషియస్ కాండ్రైట్‌లలో ఉన్నట్లే ఉంటాయి.[4]

గ్రహాల కూర్పుల అంచనాలు ఉపయోగించిన నమూనాపై ఆధారపడి ఉంటాయి. సమతుల్య సంక్షేపణ నమూనాలో, ప్రతి గ్రహం ఒక ఫీడింగ్ జోన్ నుండి ఏర్పడింది, దీనిలో ఘనపదార్థాల కూర్పులు ఆ జోన్‌లోని ఉష్ణోగ్రత ద్వారా నిర్ణయించబడతాయి. అందువల్ల, బుధ గ్రహం 1400 K వద్ద ఏర్పడింది, అక్కడ ఇనుము స్వచ్ఛమైన లోహ రూపంలో ఉంది మరియు ఘన రూపంలో మెగ్నీషియం లేదా సిలికాన్ తక్కువగా ఉంది; శుక్రుడు 900 K వద్ద, కాబట్టి మెగ్నీషియం మరియు సిలికాన్ అన్నీ సంక్షేపణం చెందాయి; భూమి 600 K వద్ద, కాబట్టి ఇది FeS మరియు సిలికేట్లను కలిగి ఉంది; మరియు అంగారక గ్రహం 450 K వద్ద, కాబట్టి FeO మెగ్నీషియం సిలికేట్లలో చేర్చబడింది. ఈ సిద్ధాంతంతో ఉన్న అతిపెద్ద సమస్య ఏమిటంటే అస్థిర పదార్థాలు సంక్షేపణం చెందవు, కాబట్టి గ్రహాలకు వాతావరణం ఉండదు మరియు భూమికి వాతావరణం ఉండదు.[4]

కాండ్రిటిక్ మిక్సింగ్ నమూనాలలో, గ్రహాల కూర్పులను అంచనా వేయడానికి కాండ్రైట్ల కూర్పులు ఉపయోగించబడతాయి. ఉదాహరణకు, ఒక నమూనా రెండు భాగాలను కలుపుతుంది, ఒకటి C1 కాండ్రైట్ల కూర్పుతో మరియు మరొకటి C1 కాండ్రైట్ల యొక్క వక్రీభవన భాగాలతో.[4] మరొక నమూనాలో, ఐదు ఫ్రాక్షనేషన్ సమూహాల సమృద్ధి ప్రతి సమూహం కోసం ఒక ఇండెక్స్ మూలకాన్ని ఉపయోగించి అంచనా వేయబడుతుంది. అత్యంత వక్రీభవన సమూహం కోసం, యురేనియం ఉపయోగించబడుతుంది; రెండవ దాని కోసం ఇనుము; తదుపరి రెండు కోసం పొటాషియం మరియు థాలియం యొక్క యురేనియం నిష్పత్తులు; మరియు చివరి దాని కోసం మోలార్ నిష్పత్తి FeO/(FeO+MgO). ఉష్ణ మరియు భూకంప నమూనాలతో పాటు ఉష్ణ ప్రవాహం మరియు సాంద్రతను ఉపయోగించి, భూమి, శుక్రుడు మరియు బుధ గ్రహాలపై Feని 10 శాతం లోపు పరిమితం చేయవచ్చు. భూమిపై Uని సుమారు 30% లోపు పరిమితం చేయవచ్చు, కానీ ఇతర గ్రహాలపై దాని సమృద్ధి "విద్యావంతుల అంచనాల"పై ఆధారపడి ఉంటుంది. ఈ నమూనాతో ఉన్న ఒక ఇబ్బంది ఏమిటంటే, అస్థిర పదార్థాల అంచనాలో గణనీయమైన లోపాలు ఉండవచ్చు, ఎందుకంటే కొన్ని అస్థిర పదార్థాలు పాక్షికంగా మాత్రమే సంక్షేపణం చెందుతాయి.[35][4]

భూమి యొక్క క్రస్ట్

ఇవి కూడా చూడండి: Abundance of elements in Earth's crust సాధారణ రాతి భాగాలు దాదాపు అన్నీ ఆక్సైడ్లు; క్లోరైడ్లు, సల్ఫైడ్లు మరియు ఫ్లోరైడ్లు మాత్రమే దీనికి ముఖ్యమైన మినహాయింపులు మరియు ఏదైనా రాతిలో వాటి మొత్తం పరిమాణం సాధారణంగా 1% కంటే చాలా తక్కువగా ఉంటుంది. 1911 నాటికి, F. W. క్లార్క్ భూమి యొక్క క్రస్ట్‌లో 47% కంటే కొంచెం ఎక్కువ ఆక్సిజన్ ఉందని లెక్కించారు. ఇది ప్రధానంగా ఆక్సైడ్ల రూపంలో ఉంటుంది, వీటిలో ముఖ్యమైనవి సిలికా, అల్యూమినా, ఐరన్ ఆక్సైడ్లు మరియు వివిధ కార్బోనేట్లు (కాల్షియం కార్బోనేట్, మెగ్నీషియం కార్బోనేట్, సోడియం కార్బోనేట్, మరియు పొటాషియం కార్బోనేట్). సిలికా ప్రధానంగా ఆమ్లంగా పనిచేస్తుంది, సిలికేట్లను ఏర్పరుస్తుంది, మరియు అగ్నిపర్వత శిలల యొక్క అన్ని సాధారణ ఖనిజాలు ఈ స్వభావాన్ని కలిగి ఉంటాయి. అనేక రకాల శిలల 1672 విశ్లేషణల ఆధారంగా చేసిన గణన నుండి క్లార్క్ భూమి యొక్క క్రస్ట్ యొక్క సగటు శాతం కూర్పును ఈ క్రింది విధంగా నిర్ధారించారు: SiO2=59.71, Al2O3=15.41, Fe2O3=2.63, FeO=3.52, MgO=4.36, CaO=4.90, Na2O=3.55, K2O=2.80, H2O=1.52, TiO2=0.60, P2O5=0.22, (మొత్తం 99.22%). ఇతర భాగాలు అన్నీ చాలా తక్కువ పరిమాణంలో ఉంటాయి, సాధారణంగా 1% కంటే చాలా తక్కువ.[36]

ఈ ఆక్సైడ్లు యాదృచ్ఛికంగా కలుస్తాయి. ఉదాహరణకు, పొటాష్ (పొటాషియం కార్బోనేట్) మరియు సోడా (సోడియం కార్బోనేట్) కలిసి ఫెల్డ్‌స్పార్లను ఉత్పత్తి చేస్తాయి. కొన్ని సందర్భాల్లో, అవి నెఫెలిన్, ల్యూసైట్, మరియు మస్కోవైట్ వంటి ఇతర రూపాలను తీసుకోవచ్చు, కానీ చాలా సందర్భాలలో అవి ఫెల్డ్‌స్పార్‌గా కనిపిస్తాయి. ఫాస్ఫోరిక్ ఆమ్లం సున్నం (కాల్షియం కార్బోనేట్) తో కలిసి అపటైట్ను ఏర్పరుస్తుంది. టైటానియం డయాక్సైడ్ ఫెర్రస్ ఆక్సైడ్తో కలిసి ఇల్మెనైట్కు దారితీస్తుంది. సున్నంలో కొంత భాగం సున్నపు ఫెల్డ్‌స్పార్‌ను ఏర్పరుస్తుంది. మెగ్నీషియం కార్బోనేట్ మరియు ఐరన్ ఆక్సైడ్లు సిలికాతో కలిసి ఒలివిన్ లేదా ఎన్‌స్టాటైట్గా స్ఫటికీకరణ చెందుతాయి, లేదా అల్యూమినా మరియు సున్నంతో కలిసి సంక్లిష్ట ఫెర్రోమాగ్నీషియన్ సిలికేట్లను ఏర్పరుస్తాయి, వీటిలో పైరోక్సిన్లు, యాంఫిబోల్లు, మరియు బయోటైట్లు ముఖ్యమైనవి. క్షారాలను తటస్థీకరించడానికి అవసరమైన దానికంటే ఎక్కువ సిలికా క్వార్ట్జ్గా విడిపోతుంది; అదనపు అల్యూమినా కొరండంగా స్ఫటికీకరణ చెందుతుంది. వీటిని కేవలం సాధారణ ధోరణులుగా మాత్రమే పరిగణించాలి. రాతి విశ్లేషణ ద్వారా, రాతిలో ఏ ఖనిజాలు ఉన్నాయో సుమారుగా చెప్పడం సాధ్యమే, కానీ ఏ నియమానికైనా అనేక మినహాయింపులు ఉన్నాయి.[36]

ఖనిజ నిర్మాణం

66% కంటే ఎక్కువ సిలికా కలిగిన ఆమ్ల లేదా సిలిసియస్ అగ్నిపర్వత శిలలలో తప్ప, ఫెల్సిక్ శిలలు అని పిలువబడే వాటిలో క్వార్ట్జ్ అగ్నిపర్వత శిలలలో సమృద్ధిగా ఉండదు. ప్రాథమిక శిలలలో (20% లేదా అంతకంటే తక్కువ సిలికా కలిగినవి) అంత సిలికాన్ ఉండటం అరుదు, వీటిని మాఫిక్ శిలలు అని పిలుస్తారు. మెగ్నీషియం మరియు ఇనుము సగటు కంటే ఎక్కువగా ఉండి సిలికా తక్కువగా ఉంటే, ఒలివిన్ ఉండవచ్చు; ఫెర్రోమాగ్నీషియన్ ఖనిజాల కంటే సిలికా ఎక్కువ పరిమాణంలో ఉన్నప్పుడు, ఆగైట్, హార్న్‌బ్లెండ్, ఎన్‌స్టాటైట్ లేదా బయోటైట్ వంటివి ఒలివిన్ కంటే ఎక్కువగా కనిపిస్తాయి. పొటాష్ ఎక్కువగా ఉండి సిలికా తక్కువగా లేకపోతే, ల్యూసైట్ ఉండదు, ఎందుకంటే ల్యూసైట్ స్వేచ్ఛా క్వార్ట్జ్‌తో ఉండదు. నెఫెలిన్ కూడా సాధారణంగా ఎక్కువ సోడా మరియు తక్కువ సిలికా ఉన్న శిలలలో కనిపిస్తుంది. అధిక క్షారాలతో, సోడా కలిగిన పైరోక్సిన్లు మరియు యాంఫిబోల్లు ఉండవచ్చు. సిలికా మరియు క్షారాల శాతం ఎంత తక్కువగా ఉంటే, సోడా లేదా పొటాష్ ఫెల్డ్‌స్పార్‌తో పోలిస్తే ప్లాజియోక్లేస్ ఫెల్డ్‌స్పార్ అంత ఎక్కువగా ఉంటుంది.[36]

భూమి యొక్క క్రస్ట్ 90% సిలికేట్ ఖనిజాలతో కూడి ఉంది మరియు భూమిలో వాటి సమృద్ధి ఈ క్రింది విధంగా ఉంది: ప్లాజియోక్లేస్ ఫెల్డ్‌స్పార్ (39%), ఆల్కలీ ఫెల్డ్‌స్పార్ (12%), క్వార్ట్జ్ (12%), పైరోక్సిన్ (11%), యాంఫిబోల్లు (5%), మైకాలు (5%), క్లే ఖనిజాలు (5%); మిగిలిన సిలికేట్ ఖనిజాలు భూమి యొక్క క్రస్ట్‌లో మరో 3% ఉంటాయి. భూమిలో కేవలం 8% మాత్రమే కార్బోనేట్లు, ఆక్సైడ్లు, మరియు సల్ఫైడ్లు వంటి నాన్-సిలికేట్ ఖనిజాలతో కూడి ఉంది.[37]

మరొక నిర్ణయాత్మక అంశం, అంటే సంక్షేపణంతో కూడిన భౌతిక పరిస్థితులు, మొత్తం మీద చిన్న పాత్రను పోషిస్తాయి, కానీ ఏమాత్రం నిర్లక్ష్యం చేయదగినవి కావు. కొన్ని ఖనిజాలు ఆచరణాత్మకంగా లోతైన చొరబాటు శిలలకు మాత్రమే పరిమితం చేయబడ్డాయి, ఉదాహరణకు, మైక్రోక్లైన్, మస్కోవైట్, డయల్లేజ్. ల్యూసైట్ ప్లూటోనిక్ ద్రవ్యరాశిలో చాలా అరుదు; అనేక ఖనిజాలు లోతులో లేదా ఉపరితలం దగ్గర స్ఫటికీకరణ చెందాయా అనే దానిపై ఆధారపడి సూక్ష్మదర్శిని స్వభావంలో ప్రత్యేక లక్షణాలను కలిగి ఉంటాయి, ఉదాహరణకు, హైపర్‌స్థీన్, ఆర్థోక్లేస్, క్వార్ట్జ్. ఒకే రసాయన కూర్పును కలిగి ఉండి, పూర్తిగా భిన్నమైన ఖనిజాలతో కూడిన శిలల యొక్క కొన్ని ఆసక్తికరమైన ఉదాహరణలు ఉన్నాయి, ఉదాహరణకు, నార్వేలోని గ్రాన్ యొక్క హార్న్‌బ్లెండైట్, ఇది కేవలం హార్న్‌బ్లెండ్‌ను మాత్రమే కలిగి ఉంటుంది, అదే ప్రాంతంలోని కొన్ని క్యాంప్టోనైట్ల వలె అదే కూర్పును కలిగి ఉంటుంది, ఇవి ఫెల్డ్‌స్పార్ మరియు భిన్నమైన రకానికి చెందిన హార్న్‌బ్లెండ్‌ను కలిగి ఉంటాయి. ఈ విషయంలో, అగ్నిపర్వత శిలలలో పోర్ఫిరిటిక్ ఖనిజాల తుప్పు గురించి పైన చెప్పిన దానిని మనం పునరావృతం చేయవచ్చు. రైయోలైట్లు మరియు ట్రాకైట్లలో, హార్న్‌బ్లెండ్ మరియు బయోటైట్ యొక్క ప్రారంభ స్ఫటికాలు పెద్ద సంఖ్యలో ఆగైట్ మరియు మాగ్నెటైట్‌గా పాక్షికంగా మారినట్లు చూడవచ్చు. హార్న్‌బ్లెండ్ మరియు బయోటైట్ ఉపరితలం క్రింద పీడనాలు మరియు ఇతర పరిస్థితులలో స్థిరంగా ఉన్నాయి, కానీ ఉన్నత స్థాయిలలో అస్థిరంగా ఉన్నాయి. ఈ శిలల గ్రౌండ్-మాస్‌లో, ఆగైట్ దాదాపు విశ్వవ్యాప్తంగా ఉంటుంది. కానీ అదే మాగ్మా, గ్రానైట్ మరియు సైనైట్ యొక్క ప్లూటోనిక్ ప్రతినిధులు ఆగైట్ కంటే బయోటైట్ మరియు హార్న్‌బ్లెండ్‌ను చాలా సాధారణంగా కలిగి ఉంటాయి.[36]

ఫెల్సిక్, ఇంటర్మీడియట్ మరియు మాఫిక్ అగ్నిపర్వత శిలలు

అత్యధిక సిలికాను కలిగి ఉండి, స్ఫటికీకరణ చెందడం ద్వారా స్వేచ్ఛా క్వార్ట్జ్‌ను ఇచ్చే శిలలు సాధారణంగా "ఫెల్సిక్" శిలలుగా పిలువబడే సమూహాన్ని ఏర్పరుస్తాయి. క్వార్ట్జ్ లేనప్పుడు మరియు ఒలివిన్ సాధారణంగా సమృద్ధిగా ఉన్నప్పుడు అత్యల్ప సిలికా మరియు అత్యధిక మెగ్నీషియా మరియు ఇనుమును కలిగి ఉండేవి "మాఫిక్" సమూహాన్ని ఏర్పరుస్తాయి. "ఇంటర్మీడియట్" శిలలు క్వార్ట్జ్ మరియు ఒలివిన్ రెండింటి సాధారణ లేమిని కలిగి ఉంటాయి. వీటిలో ఒక ముఖ్యమైన ఉపవిభాగం చాలా ఎక్కువ శాతం క్షారాలను, ముఖ్యంగా సోడాను కలిగి ఉంటుంది మరియు తత్ఫరితంగా ఇతర శిలలలో సాధారణం కాని నెఫెలిన్ మరియు ల్యూసైట్ వంటి ఖనిజాలను కలిగి ఉంటుంది. ఇది తరచుగా ఇతరుల నుండి "ఆల్కలీ" లేదా "సోడా" శిలలుగా వేరు చేయబడుతుంది, మరియు మాఫిక్ శిలల యొక్క సంబంధిత శ్రేణి ఉంది. చివరగా, ఒలివిన్ సమృద్ధిగా ఉండి ఫెల్డ్‌స్పార్ లేని ఒక చిన్న ఉప-సమూహాన్ని "అల్ట్రామాఫిక్" శిలలు అని పిలుస్తారు. ఇవి చాలా తక్కువ శాతం సిలికాను కలిగి ఉంటాయి కానీ ఎక్కువ ఇనుము మరియు మెగ్నీషియాను కలిగి ఉంటాయి.

చివరి వాటిని మినహాయిస్తే, ఆచరణాత్మకంగా అన్ని శిలలు ఫెల్డ్‌స్పార్ లేదా ఫెల్డ్‌స్పాతాయిడ్ ఖనిజాలను కలిగి ఉంటాయి. ఆమ్ల శిలలలో, సాధారణ ఫెల్డ్‌స్పార్‌లు ఆర్థోక్లేస్, పెర్తైట్, మైక్రోక్లైన్ మరియు ఒలిగోక్లేస్—అన్నీ ఎక్కువ సిలికా మరియు క్షారాలను కలిగి ఉంటాయి. మాఫిక్ శిలలలో లాబ్రడోరైట్, అనోర్థైట్ మరియు బైటౌనైట్ ప్రబలంగా ఉంటాయి, ఇవి సున్నంతో సమృద్ధిగా మరియు సిలికా, పొటాష్ మరియు సోడాతో తక్కువగా ఉంటాయి. ఆగైట్ మాఫిక్ శిలలలో అత్యంత సాధారణ ఫెర్రోమాగ్నీషియన్, కానీ బయోటైట్ మరియు హార్న్‌బ్లెండ్ మొత్తం మీద ఫెల్సిక్ శిలలలో తరచుగా కనిపిస్తాయి.[36]

అత్యంత సాధారణ ఖనిజాలు ఫెల్సిక్ ఇంటర్మీడియట్ మాఫిక్ అల్ట్రామాఫిక్
క్వార్ట్జ్
ఆర్థోక్లేస్ (మరియు ఒలిగోక్లేస్), మైకా, హార్న్‌బ్లెండ్, ఆగైట్ 		తక్కువ లేదా క్వార్ట్జ్ లేదు:
ఆర్థోక్లేస్ హార్న్‌బ్లెండ్, ఆగైట్, బయోటైట్ 		తక్కువ లేదా క్వార్ట్జ్ లేదు:
ప్లాజియోక్లేస్ హార్న్‌బ్లెండ్, ఆగైట్, బయోటైట్ 		క్వార్ట్జ్ లేదు
ప్లాజియోక్లేస్ ఆగైట్, ఒలివిన్ 		ఫెల్డ్‌స్పార్ లేదు
ఆగైట్, హార్న్‌బ్లెండ్, ఒలివిన్
ప్లూటోనిక్ లేదా అబిసల్ రకం గ్రానైట్ సైనైట్ డయోరైట్ గాబ్రో పెరిడోటైట్
ఇంట్రూసివ్ లేదా హైపాబిసల్ రకం క్వార్ట్జ్-పోర్ఫైరీ ఆర్థోక్లేస్-పోర్ఫైరీ పోర్ఫిరైట్ డోలరైట్ పిక్రిట్
లావా లేదా ఎఫ్యూసివ్ రకం రైయోలైట్, అబ్సిడియన్ ట్రాకైట్ అండీసైట్ బాసాల్ట్ కొమాటియైట్

ల్యూసైట్ లేదా నెఫెలిన్‌ను కలిగి ఉన్న శిలలు, ఫెల్డ్‌స్పార్‌ను పాక్షికంగా లేదా పూర్తిగా భర్తీ చేస్తాయి, ఈ పట్టికలో చేర్చబడలేదు. అవి ప్రాథమికంగా ఇంటర్మీడియట్ లేదా మాఫిక్ స్వభావాన్ని కలిగి ఉంటాయి. తత్ఫరితంగా మనం వాటిని సైనైట్, డయోరైట్, గాబ్రో మొదలైన వాటి రకాలుగా పరిగణించవచ్చు, వీటిలో ఫెల్డ్‌స్పాతాయిడ్ ఖనిజాలు కనిపిస్తాయి, మరియు నిజానికి సాధారణ రకం సైనైట్లు మరియు నెఫెలిన్ — లేదా ల్యూసైట్ — సైనైట్ మధ్య, మరియు గాబ్రో లేదా డోలరైట్ మరియు థెరాలైట్ లేదా ఎసెక్సైట్ మధ్య అనేక పరివర్తనాలు ఉన్నాయి. కానీ, ఈ "ఆల్కలీ" శిలలలో అనేక ఖనిజాలు అభివృద్ధి చెందుతాయి, ఇవి మరెక్కడా అసాధారణమైనవి, కాబట్టి ఇక్కడ వివరించినట్లుగా పూర్తిగా అధికారిక వర్గీకరణలో మొత్తం సమూహాన్ని ఒక ప్రత్యేక శ్రేణిగా పరిగణించడం సౌకర్యంగా ఉంటుంది.[36]

నెఫెలిన్ మరియు ల్యూసైట్ కలిగిన శిలలు
అత్యంత సాధారణ ఖనిజాలు ఆల్కలీ ఫెల్డ్‌స్పార్, నెఫెలిన్ లేదా ల్యూసైట్, ఆగైట్, హార్న్‌బ్లెండ్, బయోటైట్ సోడా లైమ్ ఫెల్డ్‌స్పార్, నెఫెలిన్ లేదా ల్యూసైట్, ఆగైట్, హార్న్‌బ్లెండ్ (ఒలివిన్) నెఫెలిన్ లేదా ల్యూసైట్, ఆగైట్, హార్న్‌బ్లెండ్, ఒలివిన్
ప్లూటోనిక్ రకం నెఫెలిన్-సైనైట్, ల్యూసైట్-సైనైట్, నెఫెలిన్-పోర్ఫైరీ ఎసెక్సైట్ మరియు థెరాలైట్ ఐజోలైట్ మరియు మిసౌరైట్
ఎఫ్యూసివ్ రకం లేదా లావా ఫోనోలైట్, ల్యూసిటోఫైర్ టెఫ్రైట్ మరియు బాసనైట్ నెఫెలిన్-బాసాల్ట్, ల్యూసైట్-బాసాల్ట్

ఈ వర్గీకరణ ప్రాథమికంగా అగ్నిపర్వత శిలల ఖనిజసంబంధిత నిర్మాణంపై ఆధారపడి ఉంటుంది. వివిధ సమూహాల మధ్య ఏవైనా రసాయన వ్యత్యాసాలు, సూచించబడినప్పటికీ, గౌణ స్థానానికి పంపబడతాయి. ఇది కృత్రిమమైనదని అంగీకరించబడింది, కానీ ఇది విజ్ఞాన శాస్త్ర వృద్ధితో పాటు పెరిగింది మరియు మరింత సూక్ష్మమైన ఉపవిభాగాలు నిర్మించబడిన ప్రాతిపదికగా ఇప్పటికీ స్వీకరించబడింది. ఉపవిభాగాలు ఏమాత్రం సమాన విలువ కలిగినవి కావు. ఉదాహరణకు, సైనైట్లు మరియు పెరిడోటైట్లు గ్రానైట్లు, డయోరైట్లు మరియు గాబ్రోల కంటే చాలా తక్కువ ముఖ్యమైనవి. అంతేకాకుండా, ఎఫ్యూసివ్ అండీసైట్లు ఎల్లప్పుడూ ప్లూటోనిక్ డయోరైట్లకు అనుగుణంగా ఉండవు, కానీ పాక్షికంగా గాబ్రోలకు కూడా అనుగుణంగా ఉంటాయి. వివిధ రకాల శిలలు, ఖనిజాల సముదాయాలుగా పరిగణించబడతాయి, క్రమంగా ఒకదానికొకటి మారుతాయి, పరివర్తన రకాలు చాలా సాధారణం మరియు తరచుగా ప్రత్యేక పేర్లను పొందేంత ముఖ్యమైనవి. క్వార్ట్జ్-సైనైట్లు మరియు నార్డ్‌మార్కైట్లు గ్రానైట్ మరియు సైనైట్ మధ్య, టోనలైట్లు మరియు ఆడమెల్లైట్లు గ్రానైట్ మరియు డయోరైట్ మధ్య, మోంజోనైట్లు సైనైట్ మరియు డయోరైట్ మధ్య, నోరైట్లు మరియు హైపర్‌టైట్లు డయోరైట్ మరియు గాబ్రో మధ్య ఉంచబడతాయి.[36]

సముద్రంలో ట్రేస్ లోహాలు

ట్రేస్ మెటల్లు సముద్రంలోని ప్రధాన అయాన్లతో, హైడ్రాక్సైడ్, కార్బోనేట్, మరియు క్లోరైడ్లతో సహా సులభంగా సంక్లిష్టాలను ఏర్పరుస్తాయి మరియు పర్యావరణం ఆక్సీకరణం చెందిందా లేదా తగ్గించబడిందా అనే దానిపై ఆధారపడి వాటి రసాయన స్పెసియేషన్ మారుతుంది.[38] బెంజమిన్ (2002) నీరు కాకుండా ఒకటి కంటే ఎక్కువ రకాల లిగాండ్లతో లోహాల సంక్లిష్టాలను మిశ్రమ-లిగాండ్-సంక్లిష్టాలుగా నిర్వచించారు. కొన్ని సందర్భాల్లో, ఒక లిగాండ్ ఒకటి కంటే ఎక్కువ దాత అణువులను కలిగి ఉంటుంది, ఇది చాలా బలమైన సంక్లిష్టాలను ఏర్పరుస్తుంది, వీటిని కీలేట్లు అని కూడా పిలుస్తారు (లిగాండ్ కీలేటర్). అత్యంత సాధారణ కీలేటర్లలో ఒకటి EDTA (ఇథిలీన్ డైఅమైన్ టెట్రా ఎసిటిక్ ఆమ్లం), ఇది ఆరు నీటి అణువులను భర్తీ చేయగలదు మరియు ప్లస్ రెండు చార్జ్ ఉన్న లోహాలతో బలమైన బంధాలను ఏర్పరుస్తుంది.[39] బలమైన సంక్లిష్టతతో, స్వేచ్ఛా లోహ అయాన్ యొక్క తక్కువ థర్మోడైనమిక్ యాక్టివిటీ గమనించబడుతుంది. అదే సాంద్రత కలిగిన స్వేచ్ఛా లోహంతో పోలిస్తే సంక్లిష్ట లోహాల తక్కువ రియాక్టివిటీ యొక్క ఒక పరిణామం ఏమిటంటే, కీలేషన్ లోహాలను ఘనపదార్థాలలో కాకుండా జల ద్రావణంలో స్థిరీకరించడానికి మొగ్గు చూపుతుంది.[39]

అవక్షేపాలలో ట్రేస్ లోహాలు కాడ్మియం, రాగి, మాలిబ్డినం, మాంగనీస్, రేనియం, యురేనియం మరియు వనాడియం యొక్క సాంద్రతలు సముద్రాల రెడాక్స్ చరిత్రను నమోదు చేస్తాయి.[40] జల పర్యావరణాలలో, కాడ్మియం(II) ఆక్సిక్ నీటిలో CdCl+(aq) రూపంలో లేదా తగ్గిన పర్యావరణంలో CdS(s) రూపంలో ఉండవచ్చు. అందువల్ల, సముద్ర అవక్షేపాలలో కాడ్మియం యొక్క అధిక సాంద్రతలు గతంలో తక్కువ రెడాక్స్ పొటెన్షియల్ పరిస్థితులను సూచించవచ్చు. రాగి(II) కోసం, ఆక్సిక్ పర్యావరణాలలో CuCl+(aq) మరియు తగ్గిన పర్యావరణాలలో CuS(s) మరియు Cu2S ఒక ప్రబలమైన రూపం. తగ్గిన సముద్రపు నీటి పర్యావరణం రాగి యొక్క రెండు సాధ్యమైన ఆక్సీకరణ స్థితులకు దారితీస్తుంది, Cu(I) మరియు Cu(II).[40] మాలిబ్డినం ఆక్సిక్ పర్యావరణాలలో MoO42−(aq) గా Mo(VI) ఆక్సీకరణ స్థితిలో ఉంటుంది. Mo(V) మరియు Mo(IV) తగ్గిన పర్యావరణాలలో MoO2+(aq) మరియు MoS2(s) రూపాల్లో ఉంటాయి.[40] రేనియం ఆక్సిక్ పరిస్థితులలో ReO4− గా Re(VII) ఆక్సీకరణ స్థితిలో ఉంటుంది, కానీ Re(IV)కి తగ్గించబడుతుంది, ఇది ReO2 లేదా ReS2ని ఏర్పరుస్తుంది. యురేనియం UO2(CO3)34−(aq) లో VI ఆక్సీకరణ స్థితిలో ఉంటుంది మరియు తగ్గిన రూపం UO2(s) లో కనిపిస్తుంది.[40] వనాడియం V(V) ఆక్సీకరణ స్థితిలో అనేక రూపాల్లో ఉంటుంది; HVO42− మరియు H2VO4−. దీని తగ్గిన రూపాలలో VO2+, VO(OH)3−, మరియు V(OH)3 ఉండవచ్చు.[40] ఈ జాతుల సాపేక్ష ఆధిపత్యం pHపై ఆధారపడి ఉంటుంది.

సముద్రం లేదా లోతైన సరస్సుల నీటి కాలమ్‌లో, కరిగిన ట్రేస్ లోహాల నిలువు ప్రొఫైల్‌లు కన్జర్వేటివ్-రకం, న్యూట్రియెంట్-రకం, లేదా స్కావెంజ్డ్-రకం పంపిణీలను అనుసరిస్తాయి. ఈ మూడు పంపిణీల అంతటా, ట్రేస్ లోహాలు వేర్వేరు నివాస సమయాలను కలిగి ఉంటాయి మరియు ప్లాంక్టోనిక్ సూక్ష్మజీవులచే వివిధ స్థాయిలలో ఉపయోగించబడతాయి. కన్జర్వేటివ్-రకం పంపిణీలను కలిగి ఉన్న ట్రేస్ లోహాలు వాటి జీవసంబంధిత ఉపయోగంతో పోలిస్తే అధిక సాంద్రతలను కలిగి ఉంటాయి. కన్జర్వేటివ్-రకం పంపిణీ కలిగిన ట్రేస్ లోహానికి ఒక ఉదాహరణ మాలిబ్డినం. ఇది సముద్రాలలో సుమారు 8 × 105 సంవత్సరాల నివాస సమయాన్ని కలిగి ఉంటుంది మరియు సాధారణంగా మాలిబ్డేట్ అయాన్ (MoO42−) గా ఉంటుంది. మాలిబ్డినం కణాలతో బలహీనంగా సంకర్షణ చెందుతుంది మరియు సముద్రంలో దాదాపు ఏకరీతి నిలువు ప్రొఫైల్‌ను ప్రదర్శిస్తుంది. సముద్రంలో మాలిబ్డినం సమృద్ధిగా ఉండటంతో పోలిస్తే, సముద్ర ఫైటోప్లాంక్టన్లోని ఎంజైమ్ల కోసం మెటల్ కోఫాక్టర్‌గా అవసరమైన మొత్తం చాలా తక్కువ.[41]

న్యూట్రియెంట్-రకం పంపిణీలను కలిగి ఉన్న ట్రేస్ లోహాలు పార్టిక్యులేట్ ఆర్గానిక్ పదార్థం యొక్క అంతర్గత చక్రాలతో, ముఖ్యంగా ప్లాంక్టన్ ద్వారా సమీకరణంతో బలంగా సంబంధం కలిగి ఉంటాయి. ఈ లోహాల యొక్క అత్యల్ప కరిగిన సాంద్రతలు సముద్ర ఉపరితలం వద్ద ఉంటాయి, అక్కడ అవి ప్లాంక్టన్ ద్వారా సమీకరించబడతాయి. లోతైన లోతులలో కరగడం మరియు కుళ్ళిపోవడం సంభవించినప్పుడు, ఈ ట్రేస్ లోహాల సాంద్రతలు పెరుగుతాయి. జింక్ వంటి ఈ లోహాల నివాస సమయాలు కొన్ని వేల నుండి వంద వేల సంవత్సరాలు. చివరగా, స్కావెంజ్డ్-రకం ట్రేస్ లోహానికి ఒక ఉదాహరణ అల్యూమినియం, ఇది కణాలతో బలమైన సంకర్షణలను కలిగి ఉంటుంది మరియు సముద్రంలో తక్కువ నివాస సమయాన్ని కలిగి ఉంటుంది. స్కావెంజ్డ్-రకం ట్రేస్ లోహాల నివాస సమయాలు సుమారు 100 నుండి 1000 సంవత్సరాలు. ఈ లోహాల సాంద్రతలు దిగువ అవక్షేపాలు, హైడ్రోథర్మల్ వెంట్లు మరియు నదుల చుట్టూ ఎక్కువగా ఉంటాయి. అల్యూమినియం కోసం, వాతావరణ ధూళి సముద్రంలోకి బాహ్య ఇన్‌పుట్‌ల యొక్క గొప్ప వనరును అందిస్తుంది.[41]

ఇనుము మరియు రాగి సముద్రంలో హైబ్రిడ్ పంపిణీలను చూపుతాయి. అవి రీసైక్లింగ్ మరియు తీవ్రమైన స్కావెంజింగ్ ద్వారా ప్రభావితమవుతాయి. ఇనుము సముద్రాలలోని విస్తారమైన ప్రాంతాలలో పరిమితం చేసే పోషకం మరియు హైడ్రోథర్మల్ వెంట్లకు సమీపంలో మాంగనీస్‌తో పాటు అధిక సమృద్ధిలో కనిపిస్తుంది. ఇక్కడ, అనేక ఇనుము అవక్షేపాలు కనిపిస్తాయి, ఎక్కువగా ఇనుము సల్ఫైడ్లు మరియు ఆక్సీకరణం చెందిన ఇనుము ఆక్సిహైడ్రాక్సైడ్ సమ్మేళనాల రూపంలో ఉంటాయి. హైడ్రోథర్మల్ వెంట్లకు సమీపంలో ఇనుము సాంద్రతలు బహిరంగ సముద్రంలో కనిపించే సాంద్రతల కంటే ఒక మిలియన్ రెట్లు ఎక్కువగా ఉండవచ్చు.[41]

ఎలక్ట్రోకెమికల్ పద్ధతులను ఉపయోగించి, బయోయాక్టివ్ ట్రేస్ లోహాలు (జింక్, కోబాల్ట్, కాడ్మియం, ఇనుము, మరియు రాగి) ఉపరితల సముద్రపు నీటిలో ఆర్గానిక్ లిగాండ్లచే బంధించబడతాయని చూపడం సాధ్యమే. ఈ లిగాండ్ సంక్లిష్టాలు సముద్రంలోని ట్రేస్ లోహాల జీవ లభ్యతను తగ్గించడానికి ఉపయోగపడతాయి. ఉదాహరణకు, రాగి, ఇది బహిరంగ సముద్ర ఫైటోప్లాంక్టన్ మరియు బ్యాక్టీరియాకు విషపూరితం కావచ్చు, ఆర్గానిక్ సంక్లిష్టాలను ఏర్పరుస్తుంది. ఈ సంక్లిష్టాల ఏర్పాటు అధిక సాంద్రతలలో సముద్ర జీవులకు విషపూరితం కాగల రాగి యొక్క జీవ లభ్యత కలిగిన అకర్బన సంక్లిష్టాల సాంద్రతలను తగ్గిస్తుంది. రాగి వలె కాకుండా, సముద్ర ఫైటోప్లాంక్టన్‌లో జింక్ విషపూరితం తక్కువ మరియు Zn2+ యొక్క ఆర్గానిక్ బంధాన్ని పెంచడం వల్ల ఎటువంటి ప్రయోజనం లేదు. అధిక-పోషక, తక్కువ-క్లోరోఫిల్ ప్రాంతాలలో, ఇనుము పరిమితం చేసే పోషకం, దీనిలో ప్రబలమైన జాతులు Fe(III) యొక్క బలమైన ఆర్గానిక్ సంక్లిష్టాలు.[41]

ఇవి కూడా చూడండి

సూచనలు

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 Albarède, Francis (2007). Geochemistry : an introduction. Translated from the French. (5th ed.). Cambridge: Cambridge Univ. Press. ISBN 9780521891486.
  2. ↑ 2.0 2.1 2.2 McSween, Harry Y. Jr.; Huss, Gary R. (2010). Cosmochemistry. Cambridge University Press. ISBN 9781139489461.
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 Kragh, Helge (2008). “From geochemistry to cosmochemistry: The origin of a scientific discipline, 1915–1955”. In Reinhardt, Carsten (ed.). Chemical Sciences in the 20th Century: Bridging Boundaries. John Wiley & Sons. pp. 160–192. ISBN 978-3-527-30271-0. Archived from the original on 2023-01-17. Retrieved 2020-05-03.
  4. ↑ 4.00 4.01 4.02 4.03 4.04 4.05 4.06 4.07 4.08 4.09 4.10 4.11 4.12 McSween, Harry Y. Jr.; Richardson, Steven M.; Uhle, Maria E. (2003). Geochemistry pathways and processes. (2nd ed.). New York: Columbia University. ISBN 9780231509039.
  5. ↑ White, William M.. Geochemistry (Unpublished). p. 1. Archived from the original on 16 June 2014. Retrieved 14 March 2012.
  6. ↑ Mason, Brian (1992). Victor Moritz Goldschmidt : father of modern geochemistry. San Antonio, Tex.: Geochemical Society. ISBN 0-941809-03-X.
  7. ↑ Manfred Schidlowski: Carbon isotopes as biochemical recorders of life over 3.8 Ga of Earth history: Evolution of a concept ఆర్కైవ్ చేసిన కాపీ. In: Precambrian Research. Vol. 106, Issues 1-2, 1 February 2001, pages 117-134.
  8. ↑ Harald Strauss: ’’Obituary ఆర్కైవ్ చేసిన కాపీ’’. In: Geowissenschaftiche Mitteilungen, Nr. 50, december 2012, page 102-103
  9. ↑ “Welcome to GPS Geochemistry”. GPS Research Program. California Institute of Technology. Archived from the original on 21 September 2017. Retrieved 2 October 2017.
  10. ↑ Langmuir, Donald (1997). Aqueous environmental geochemistry. Upper Saddle River, N.J.: Prentice Hall. ISBN 9780023674129.
  11. ↑ Schlesinger, William H.; Bernhardt, Emily S. (2013). Biogeochemistry : an analysis of global change. (Third ed.). Academic Press. ISBN 9780123858740.
  12. ↑ Kendall, Carol; Caldwell, Eric A. (1998). “Chapter 2: Fundamentals of Isotope Geochemistry”. In Kendall, C.; McDonnell, J. J. (eds.). Isotope Tracers in Catchment Hydrology. Amsterdam: Elsevier Science. pp. 51–86. Archived from the original on 3 May 2019. Retrieved 3 October 2017.
  13. ↑ Killops, Stephen D.; Killops, Vanessa J. (2013). Introduction to Organic Geochemistry. John Wiley & Sons. ISBN 9781118697207.
  14. ↑ Doane, TA (2017). “A survey of photogeochemistry”. Geochem Trans. 18 (1). Bibcode 2017GeoTr..18....1D. doi:10.1186/s12932-017-0039-y. PMC PMC5307419. PMID 28246525. article-number: 1.
  15. ↑ Garrett, R.G.; Reimann, C.; Smith, D.B.; Xie, X. (November 2008). “From geochemical prospecting to international geochemical mapping: a historical overview: Table 1”. Geochemistry: Exploration, Environment, Analysis. 8 (3–4): 205–217. doi:10.1144/1467-7873/08-174. S2CID 130836294.
  16. ↑ Olson, Gerald Schubert; Donald L. Turcotte; Peter (2001). Mantle convection in the earth and planets. Cambridge: Cambridge Univ. Press. ISBN 9780521798365.
  17. ↑ Wilson, Marjorie (2007). Igneous petrogenesis. Dordrecht: Springer. ISBN 9789401093880.
  18. ↑ 18.0 18.1 18.2 18.3 18.4 Kendall, Carol; Caldwell, Eric A. (2000). “Chapter 2: Fundamentals of Isotope Geochemistry”. In Kendall, Carol; McDonnell, J. J. (eds.). Isotope tracers in catchment hydrology. Amsterdam: Elsevier. pp. 51–86. ISBN 9780444501554. Archived from the original on 14 March 2008. Retrieved 24 October 2017.
  19. ↑ 19.0 19.1 Hoefs, Jochen (2015). “Isotope Fractionation Processes of Selected Elements”. Stable Isotope Geochemistry. pp. 47–134. ISBN 978-3-319-19715-9. doi:10.1007/978-3-319-19716-6_2. S2CID 100690717.
  20. ↑ 20.0 20.1 20.2 20.3 Lasaga, Antonio C.; Berner, Robert A. (April 1998). “Fundamental aspects of quantitative models for geochemical cycles”. Chemical Geology. 145 (3–4): 161–175. Bibcode 1998ChGeo.145..161L. doi:10.1016/S0009-2541(97)00142-3.
  21. ↑ Data from table 6 of Cameron, A.G.W. (September 1973). “Abundances of the elements in the solar system”. Space Science Reviews. 15 (1): 121. Bibcode 1973SSRv...15..121C. doi:10.1007/BF00172440. S2CID 120201972.
  22. ↑ 22.0 22.1 22.2 22.3 Palme, H.; Jones, A. (2003). “1.03 – Solar system abundance of the elements”. In Holland, H.D.; Turekian, K.K. (eds.). Treatise on Geochemistry. (1st ed.). Oxford: Elsevier Science. Vol. 1: Meteorites, Comets and Planets, pp. 41–61. ISBN 9780080437514. doi:10.1016/B0-08-043751-6/01060-4. Archived from the original on 3 October 2017. Retrieved 3 October 2017.
  23. ↑ Lodders, Katharina (10 July 2003). “Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements”. The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220–1247. Bibcode 2003ApJ...591.1220L. doi:10.1086/375492. S2CID 42498829.
  24. ↑ Middlemost, Eric A. K. (2014). Magmas, Rocks and Planetary Development: A Survey of Magma/Igneous Rock Systems. Routledge. ISBN 9781317892649.
  25. ↑ Encrenaz, Therese; Bibring, Jean-Pierre; Blanc, M.; Barucci, Maria-Antonietta; Roques, Francoise; Zarka, Philippe (2004). The solar system. (3rd ed.). Berlin: Springer. ISBN 9783540002413.
  26. ↑ 26.00 26.01 26.02 26.03 26.04 26.05 26.06 26.07 26.08 26.09 Lewis, John (1995). Physics and Chemistry of the Solar System. Burlington: Elsevier Science. ISBN 9780323145848.
  27. ↑ Atreya, S.K; Mahaffy, P.R; Niemann, H.B; Wong, M.H; Owen, T.C (February 2003). “Composition and origin of the atmosphere of Jupiter—an update, and implications for the extrasolar giant planets”. Planetary and Space Science. 51 (2): 105–112. Bibcode 2003P&SS...51..105A. doi:10.1016/S0032-0633(02)00144-7.
  28. ↑ 28.0 28.1 28.2 Fortney, Jonathan (22 March 2010). “Viewpoint: Peering into Jupiter”. Physics. 3: 26. doi:10.1103/Physics.3.26.
  29. ↑ Netburn, Deborah (15 September 2017). “As NASA's Cassini mission flames out over Saturn, scientists mark bittersweet end of mission”. The Los Angeles Times. Archived from the original on 16 November 2017. Retrieved 10 October 2017.
  30. ↑ Lang, Kenneth R. (2010). “11. Uranus and Neptune”. NASA's Cosmos. Tufts University. Archived from the original on 9 September 2018. Retrieved 11 October 2017.
  31. ↑ 31.0 31.1 Anderson, Don L. (2007). New Theory of the Earth. Cambridge University Press. ISBN 9781139462082.
  32. ↑ “GRS”. Jet Propulsion Laboratory. USA.gov. Archived from the original on 8 February 2018. Retrieved 17 October 2017.
  33. ↑ Rhodes, Edgar A.; Evans, Larry G.; Nittler, Larry R.; Starr, Richard D.; Sprague, Ann L.; Lawrence, David J.; McCoy, Timothy J.; Stockstill-Cahill, Karen R.; Goldsten, John O.; Peplowski, Patrick N.; Hamara, David K.; Boynton, William V.; Solomon, Sean C. (December 2011). “Analysis of MESSENGER Gamma-Ray Spectrometer data from the Mercury flybys”. Planetary and Space Science. 59 (15): 1829–1841. Bibcode 2011P&SS...59.1829R. doi:10.1016/j.pss.2011.07.018.
  34. ↑ Mars. Kieffer, Hugh H. (ed.). (2nd ed.). Tucson: University of Arizona Press. 1994. ISBN 9780816512577.
  35. ↑ 35.0 35.1 Morgan, John W.; Anders, Edward (December 1980). “Chemical composition of Earth, Venus, and Mercury”. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 77 (12): 6973–6977. Bibcode 1980PNAS...77.6973M. doi:10.1073/pnas.77.12.6973. JSTOR 9538. PMC PMC350422. PMID 16592930.
  36. ↑ 36.0 36.1 36.2 36.3 36.4 36.5 36.6 Petrology 1 21 328–333 John Smith Flett
  37. ↑ According to [1] ఆర్కైవ్ చేసిన కాపీ, which cites this: Klein, C., Hurlbut, C. S. (1993) Manual of Mineralogy, 21st Edition. John Wiley & Sons.
  38. ↑ Nameroff, T; Balistrieri, L; Murray, J (2002). “Suboxic Trace Metal Geochemistry in the Eastern Tropic North Pacific”. Geochimica et Cosmochimica Acta. 66 (7): 1139–1158. Bibcode 2002GeCoA..66.1139N. doi:10.1016/s0016-7037(01)00843-2.
  39. ↑ 39.0 39.1 Benjamin, M (2002). Water Chemistry. University of Washington. ISBN 1-57766-667-4.
  40. ↑ 40.0 40.1 40.2 40.3 40.4 Ferriday, Tim; Montenari, Michael (2016). “Chemostratigraphy and Chemofacies of Source Rock Analogues: A High-Resolution Analysis of Black Shale Successions from the Lower Silurian Formigoso Formation (Cantabrian Mountains, NW Spain)”. Stratigraphy & Timescales. via Elsevier Science Direct. 1: 123–255. doi:10.1016/bs.sats.2020.07.001. S2CID 229217907. Archived from the original on 2022-06-20. Retrieved 2022-06-20.
  41. ↑ 41.0 41.1 41.2 41.3 Bruland, K; Lohan, M (2003). “6.02 – Controls on Trace Metals in Seawater”. In Holland, H.D.; Turekian, K.K. (eds.). Treatise on Geochemistry. Vol. 6: The Oceans and Marine Geochemistry, pp. 23–47. Bibcode 2003TrGeo...6...23B. doi:10.1016/B0-08-043751-6/06105-3.

మరిన్ని పఠనాలు

  • Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2005). Isotopes : principles and applications. (3rd ed.). New Jersey: Wiley. ISBN 0471384372.
  • Treatise on geochemistry. Holland, H.D.; Turekian, K.K. (eds.). (1st ed.). Oxford: Elsevier Science. 2003. ISBN 978-0-08-043751-4.
  • Geochemistry. Marshall, C.P.; Fairbridge, R.W. (eds.). Berlin: SpringerLink. 2006. ISBN 1-4020-4496-8.
  • Natural Environment Research Council. “Geochemistry data model”. EarthDataModels.org. Archived from the original on 23 December 2014. Retrieved 9 October 2017.
  • Rollinson, Hugh R. (1996). Using geochemical data : evaluation, presentation, interpretation. (Repr. ed.). Harlow: Longman. ISBN 978-0-582-06701-1.
  • White, William M.. Geochemistry (Unpublished). p. 1. Archived from the original on 16 June 2014. Retrieved 14 March 2012.

బాహ్య లంకెలు

మూలం: ఇంగ్లీష్ వికీపీడియాలోని “Geochemistry” వ్యాసానికి అనువాదం. మూల వ్యాసం: https://en.wikipedia.org/wiki/Geochemistry ఈ అనువాదం స్వయంచాలకంగా రూపొందించబడింది.

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=భూరసాయన_శాస్త్రం&oldid=6010"