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Thema: Ist uns der Mond für die Crash-Theorie zu ähnlich?

  1. #21
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    sondern aus erdgleichem oder ähnlichem Material, um die geringen Unterschiede in der Isotopenzusammensetzung zwischen Erde und Mond zu erklären.
    Wie gesagt, das ist zwar vielleicht möglich, aber nicht unbedingt das, was man erwartet.

    Wenn Kinder mit Knetmasse spielen, kommt am Ende eine einzige homogen braune Masse raus, richtig? Je mehr "Kollisionen" ein Stück Knetmasse hinter sich hat, desto mehr nähert es sich der braunen Farbe. Grosse Stücke wie die Erde und Venus sind wohl ziemlich ähnlich braun. Aber kleinere Stücke wie der Mars oder eben Theia sollten eigentlich nicht ganz so braun sein, weil die Chance kleiner ist, dass sie bisher schon allen Farben in gleichen Proportionen begegnet sind. Und es wurde offenbar auch nicht ALLES Material in der Scheibe total verbraunt, weil wir heute noch viele smarties-bunte Meteoriten finden.

    Hat man eigentlich keine Vorstellung, wie lange der vermutete Fraktionierungsprozess und die Bindung des Siliziums im Erdkern dauern konnte? Das wäre doch ein wichtiger Hinweis darauf, in welchem Zeitraum nach der Entstehung der Erde der Mond von dieser abgespaltet worden sein könnte.
    Das müsste ich jetzt im entsprechenden Paper nachlesen, aber ich glaube, es ist nicht sehr gut bekannt. Einen Hinweis auf den Entstehungszeitpunkt des Mondes ergibt sich aus den Wolframisotopenverhältnissen - demnach muss sich die Erde / der Mond (bzw., deren Kern) gebildet haben, als das meiste 182Hafnium (t1/2 = 8 Mio Jahre) zerfallen war.

    In dem Sternentstehungsgebiet, in dem unsere Sonne mehr oder weniger gleichzeitig mit vielen anderen Sternen aus einer Gas- und Staubwolke entstanden ist, gab es mit Sicherheit Supernova-Staub, denn sonst gäbe es keine schweren Elemente im Sonnensystem.
    Die schweren Elemente können auch aus dem Hintergrund kommen (dh, aus Staub, der sich Milliarden Jahre früher gebildet hat). Aber dass es Supernovae nahe des frühen Sonnensystems gegeben haben muss, weiss man, weil man Hinweise auf die Anwesenheit von Eisen-60 im frühen Sonnensystem hat, das vorwiegend in Supernovae gebildet wird. Bei einem anderen Isotopensystem (Ti-48 -> Ca-48), bei dem man vermutet, dass es ausschliesslich in Supernovae gebildet wird, ist die Sache nicht so klar. Man hat zwar interstellaren Staub gefunden, in dem Ti-48 zerfallen ist, aber (soviel ich weiss) bisher noch keine Meteoriten (was wohl auch daran liegt das Ti selten und Ca häufig ist...).

    Es ist anzunehmen, dass in dem Sternentstehungsgebiet, in dem auch die Sonne entstanden ist, auch massereiche Sterne entstanden sind, die nach kurzer Lebensdauer als Supernova explodiert sind. Die Frage ist nun, ob die Planetenbildung des Sonnensystems abgeschlossen war, bevor ein gleichzeitig mit der Sonne entstandener massereicher Stern explodiert ist, d.h. ob der Supernova-Staub die protoplanetare Scheibe angereichert hat und damit bei der Planetenbildung und bei der Zusammensetzung der Isotope eine Rolle gespielt hat oder nicht.
    Ja, die Spuren, die kurzlebige Radioisotope in Meteoriten hinterlassen haben deuten darauf hin, dass dem so war. Allerdings ergeben diese Spuren verschiedene Werte für die Anfangskonzentrationen dieser kurzlebigen Radioisotope (dh, das Verhältnis Radioisotop/stabiles Isotop zum Zeitpunkt 4568 Mio Jahre vor heute), was darauf hindeutet, dass es grosse Inhomogenitäten in der Scheibe gab. Denkt man.
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  2. #22
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    Zitat Zitat von Bynaus Beitrag anzeigen
    Einen Hinweis auf den Entstehungszeitpunkt des Mondes ergibt sich aus den Wolframisotopenverhältnissen - demnach muss sich die Erde / der Mond (bzw., deren Kern) gebildet haben, als das meiste 182Hafnium (t1/2 = 8 Mio Jahre) zerfallen war.
    Bedeutet das, daß die Erde und der Mond gleichzeitig entstanden sind, oder meinst du, daß der Mond x*8 Mio Jahre nach der Erde entstanden ist? Konnte das Hafnium im Mond nicht auch nach dessen Entstehung weiter zu Wolfram zerfallen?

    Ich kenne mich auf dem Gebiet zu wenig aus und verstehe deshalb nicht ganz, wie die Isotopenverhältnisse bei Wolfram mit dem Entstehungszeitpunkt des Mondes zusammenhängen.

    Gruss, Delta3.
    Geändert von DELTA3 (29.03.2012 um 11:35 Uhr) Grund: Schreibfehler
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  3. #23
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    Bedeutet das, daß die Erde und der Mond gleichzeitig entstanden sind, oder meinst du, daß der Mond x*8 Mio Jahre nach der Erde entstanden ist? Konnte das Hafnium im Mond nicht auch nach dessen Entstehung weiter zu Wolfram zerfallen?
    Hafnium ist siderophil, dh, es geht bevorzugt in Eisenschmelzen, wenn es kann. Wolfram hingegen ist lithophil, es geht bevorzugt in Gesteinsschmelzen. Wenn ein Planet einen Kern bildet, nimmt das Eisen das Hafnium mit (wo das radioaktive 182Hf dann später zu 182W zerfällt, das dann im Kern bleibt), während das Wolfram in den Mantel geht. Wenn nun diese Kernbildung zu einem Zeitpunkt erfolgt, an dem das 182Hf noch da ist, wird der Mantel (bzw. auch die Kruste, die wir beproben) eine tiefere 182W Konzentration (bzw. ein tieferes 182W/184W-Verhältnis) aufweisen, als wenn die Kernbildung spät erfolgt, wenn schon fast alles 182Hf zu 182W zerfallen ist. Das 182W/184W gibt einem deshalb Auskunft darüber, zu welchem Zeitpunkt sich der Kern gebildet hat. Wenn man annimmt, dass die Erde beim Giant Impact nochmals völlig durchmischt wurde und sich der Kern danach nochmals bildete (was allerdings keine sehr plausible Annahme ist, glaubt man den Modellen), dann datiert das 182W/184W-Verhältnis den Zeitpunkt der Giant Impact. Und so kommt man auf das Alter von ca. 30-130 Mio Jahren nach der Bildung des Sonnensystems.
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  4. #24
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    Hallo Bynaus,

    Zitat Zitat von Bynaus Beitrag anzeigen
    Und so kommt man auf das Alter von ca. 30-130 Mio Jahren nach der Bildung des Sonnensystems.
    Danke für deine Erklärung, wenn ich sie auch nicht so ganz verstanden habe.

    Woher kam denn das Hafnium bei der Bildung des Sonnensystems, und woher weiss man, wie hoch die Hf-Konzentration zu diesem Zeitpunkt war? Nur wenn man das Anfangsverhältnis von 182Hf zu 182W kennt, kann man doch aufgrund der Halbwertszeit das Verhältnis nach einer bestimmten Zeit berechnen. Wenn sich das Verhältnis durch die Kernbildung der Erde oder des Mondes verändert, müsste man doch wissen, wie lange die Kernbildung dauert und wieviel Eisen dabei beteiligt ist, um auf den Zeitpunkt zu schliessen, wann der Prozess abgeschlossen ist.

    Aber was hat dies mit dem Zeitpunkt der Entstehung des Mondes oder des Giant Impakt zu tun?

    Gruss, Delta3.
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  5. #25
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    wenn ich sie auch nicht so ganz verstanden habe
    Bevor ich ausführe, was das ganze mit dem Giant Impact zu tun hat (deine letzte Frage), musst du zuerst die Erklärung verstehen. Was hast du denn nicht verstanden? Es geht um die Frage, wo das 182Hf vorwiegend zerfällt. Im Kern, oder im Mantel? Hafnium-182 ist nur in den ersten ~40 Mio Jahren da. Bildet sich der Kern danach, ist das Hf zu W zerfallen und das 182W aus dem Zerfall bleibt im Mantel (weil W nicht gerne in Eisenschmelzen geht). Bildet sich der Kern jedoch sehr früh (sagen wir, nach 5 Mio Jahren), dann geht das 182Hf mit dem restlichen Hf in den Kern und zerfällt dort. Im zweiten Fall gibt es im Mantel weniger 182W als im ersten. Misst man nun das 182W im Mantel, kann man berechnen, wann sich der Kern gebildet hat.

    Woher kam denn das Hafnium bei der Bildung des Sonnensystems
    Aus der molekularen Wolke und damit letztlich von einer nukleosynthetischen Quelle. Ob das nun Rote Riesen sind oder Supernovae, bin ich grad überfragt.

    und woher weiss man, wie hoch die Hf-Konzentration zu diesem Zeitpunkt war?
    Aus der Literatur. Man kann das z.B. in primitiven Meteoriten mit Hilfe von Isochronen studieren. Dh, man schaut sich in verschiedenen Mineralien die Hf-Konzentration an, die ja variieren sollte (je nach dem, wie gut Hf in das Mineral eingebaut wird). Dann schaut man in denselben Mineralien die W-Konzentrationen an bzw. die 182W/184W-Verhältnisse. Je mehr Hf (x-Achse), desto höher das 182W/184W (y-Achse), das gibt eine schöne Korrelations-Linie, aus der sich die 182Hf-Konzentration zur Zeit der Bildung des Meteoriten (Steigung der Gerade) und das anfängliche (nicht-radiogene) 182W/184W (y-Intersektion) ablesen lässt. Datiert man die Bildungszeit dieses Meteoriten mit einer absoluten Methode (z.B. Uran/Blei), kann man die 182Hf-Konzentration zu jedem Zeitpunkt berechnen. Man hat das mit vielen Meteoriten gemacht und übereinstimmende Werte für die 182Hf-Konzentration zum Zeitpunkt 0 (=4568 Mio Jahre vor heute) gefunden.
    Geändert von Bynaus (30.03.2012 um 12:19 Uhr)
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  6. #26
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    Hallo Bynaus,

    Zitat Zitat von Bynaus Beitrag anzeigen
    Man hat das mit vielen Meteoriten gemacht und übereinstimmende Werte für die 182Hf-Konzentration zum Zeitpunkt 0 (=4568 Mio Jahre vor heute) gefunden.
    OK, das habe ich jetzt verstanden. Es war mir nur unklar, woher das Hafnium kam und woher man die Hf-Konzentration für die Anfangsbedingung zum Zeitpunkt t=0 kannte. Die Frage ist dabei nur, was man als Zeitpunkt 0 definiert. Ist es der Zeitpunkt, an dem in der Sonne die Fusionsreaktion einsetzte?

    Das 182Hf ist ja auch schon vorher zerfallen in der interstellaren Wolke, aus der sich das Sonnensystem gebildet hat. Dann wäre ja nach ~40 Mio Jahren in der Wolke kaum noch was übrig geblieben, wenn es nicht ständig aus Supernovae (oder anderen Prozessen?) nachgeliefert würde. Aus normalen Sternen kann es nicht stammen, da es nicht durch Fusion gebildet werden kann, das geht ja nur bis zum Eisen. Schwerere Elemente können meines Wissens nur in SN gebildet werden.

    Wenn man die Anfangsbedingungen kennt, kann man ausrechnen, wie das Isotopenverhältnis 182W zu 184W nach einer bestimmten Zeit sein sollte und aus der gefundenen Abweichung von dem errechneten Wert schließt man auf den Zeitpunkt der Kernbildung in der Erde von 30 - 130 Mio Jahren (eine grosse Variationsbreite!) nach t=0.

    Aber wie kann man daraus den Zeitpunkt des Giant Impact und der Entstehung des Mondes ableiten? Selbst wenn der Impaktor das Isotopenverhälnis verändert hat, weiss man doch nicht, wann dies geschehen ist...

    Gruss, Delta3.
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  7. #27
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    Die Frage ist dabei nur, was man als Zeitpunkt 0 definiert. Ist es der Zeitpunkt, an dem in der Sonne die Fusionsreaktion einsetzte?
    Das Alter der ältesten Kondensate im Sonnensystem, zurzeit sind das die Kalzium-Aluminium-reichen Einschlüsse (sog. "CAI"s), die man in sehr primitiven Meteoriten findet. Ob die Kernfusion der Sonne zu diesem Zeitpunkt schon eingesetzt hatte oder nicht, ist meines wissens nicht ganz klar.

    Das 182Hf ist ja auch schon vorher zerfallen in der interstellaren Wolke, aus der sich das Sonnensystem gebildet hat.
    Ja, aber damals war halt der Anteil auch höher. Wie gesagt, das ist nur der Anteil in Sonnensystem-Material zum Zeitpunkt 0.

    Aus normalen Sternen kann es nicht stammen, da es nicht durch Fusion gebildet werden kann, das geht ja nur bis zum Eisen.
    Das stimmt so nicht. In Asymptotischen Riesensternen (AGB-Sterne), einer Art Roten Riesen, ist der sogenannte "s-Prozess" sehr wichtig. Dabei werden durch langsames Hinzufügen von Neutronen (gefolgt vom Zerfall der instabilen Elemente, gefolgt von weiteren Neutronen, weiteren Zerfällen, etc. - Richard Feynmann hat mal gesagt: Gebt mir genüged Neutronen, und ich gebe euch das ganze Periodensystem. Was auch fast stimmt: es gibt nur ein paar wenige Elemente, die sich so nicht bilden lassen -> r-Prozess) schwerere Elemente erbrütet, auch weit jenseits des Eisens. Sie werden einfach nicht "primär" aus Helium etc. fusioniert. Supernovae reichern zwar das interstellare Medium mit schweren Elementen an - diese Elemente bleiben aber im Inneren von Sternen, die diese Elemente bei ihrer Bildung aufnehmen, nicht unberührt, sondern werden dort dem s-Prozess unterworfen. Nicht in der Sonne heute (zumindest nicht in nennenswerten Mengen), aber in Sternen, die sich von der Hauptreihe wegbewegt haben. Deshalb kann das Hafnium durchaus aus einer anderen Quelle als einer Supernova kommen.

    Die Modelle von Supernovae und anderen nukleosynthetischen Prozessen, sowie die genauen Umstände der Bildung der Sonne sind viel zu ungenau bekannt, als dass man die ursprünglichen Verhätnisse in einer auch nur annähernd realistischen Art und Weise rechnen könnte. Deshalb geht man den umgekehrten Weg und misst mal, was da ist, in der Hoffnung, irgendwann einmal zu verstehen, warum es so ist und nicht anders.

    Aber wie kann man daraus den Zeitpunkt des Giant Impact und der Entstehung des Mondes ableiten?
    Nehmen wir an, zum Zeitpunt des Giant Impact vermischt sich alles Material aus Kern und Mantel wieder. Dann bildet sich ein neuer Kern, der alles Hafnium in der Erde mitnimmt, aber alles Wolfram im Mantel lässt (der Einfachheit wegen machen wir die Situation hier schwarz-weiss). Wenn es nun noch radioaktives Hf gibt, zerfällt es im Kern. Wenn es keines mehr gibt, ist es schon zu Wolfram zerfallen, das nun im Mantel steckt. Für jedes gemessene 182W/184W des Mantels gibt es einen ganz spezifischen Zeitpunkt, wann die Kernbildung stattgefunden haben muss. Das höchste mit den Messungen verträgliche 182W/184W gibt dir den frühesten Zeitpunkt des Giant Impacts. Der späteste Zeitpunkt des Giant Impacts wird durch die älteste Mondkruste definiert, die man kennt. Daran, dass das höchste mit den Messungen verträgliche 182W/184W 30 Mio Jahre beträgt, verglichen mit den 40 Mio Jahren, für die das Hf überhaupt im nachweisbaren Bereich bleibt (dh, einen Giant Impact nach 40 Mio Jahren könnte man so gar nicht mehr nachweisen), kannst du schon sehen, dass die Erde und der Mond sich auch im W/Hf-System sehr ähnlich sind.

    Wie gesagt nimmt man dabei aber immer an, die Erde sei beim Giant Impact nochmals "entmischt" worden, dh, der Kern hätte sich unmittelbar im Anschluss an den Giant Impact gebildet. Das wird so von den Modellen nicht gestützt, die den Kern meist völlig unberührt lassen. Eigentlich sollte die Erde (bzw. ihr Mantel) das 182W/184W der Planetenembryos erben, aus denen sie heranwächst. Mars hat ein 182W/184W, das deutlich radiogen ist, dh, deutlich über dem irdischen liegt. Es gab mal einen Erklärungsansatz dafür, den ich aber nicht mehr präsent habe und recherchieren müsste.
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  8. #28
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    Danke Bynaus für deine ausführliche Erklärung! Jetzt weiss ich ungefähr, woran man den Zeitpunkt der Entstehung des Mondes festmacht. Es lässt sich wohl nur annähernd berechnen oder abschätzen und für die ursprüngliche Frage, warum der Mond der Erde isotopenmäßig so ähnlich ist, ergeben sich dadurch auch keine sehr belastbaren Hinweise.

    Wie ich schon vermutete, braucht man vielleicht mehr Mondproben, auch aus grösserer Tiefe, um die Unterschiede zu den Erdproben mit grösserer Sicherheit zu ermitteln. Aber ob man auf diese Weise die genauen Umstände der Mondentstehung ermitteln kann, halte ich für fraglich, solange man bei der Zusammensetzung des Impaktors nur auf Vermutungen angewiesen ist.

    Immerhin habe ich durch deine Erklärungen einiges dazugelernt, z.B. wusste ich nicht, daß schwerere Elemente auch auf andere Weise als in SN gebildet werden können. Natürlich ist klar, daß man durch Hinzufügen von Neutronen schwerere Kerne bekommt, und wenn diese sich dann in Protonen umwandeln, auch schwerere Elemente. Aber ich dachte bisher, daß das nur bei SN-Explosionen geschieht. Da werde ich mich gelegentlich mal über den s- und r-Prozess informieren.

    Danke Bynaus und noch ein schönes Wochenende,
    Delta3.
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  9. #29
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    Unsere Arbeit zu einer neuen "Version" (oder einer Variation) des Giant Impact wurde nun von Icarus zur Publikation akzeptiert. In der Kurzfassung: Wenn man zulässt, dass bei der Kollision ein grosser Teil von Theia aus dem Erde-Mond System geschleudert wurde, kann man auch eine passende Mondscheibe mit einem deutlich höheren Anteil an Erdmantelmaterial erhalten.

    Darüber lesen könnt ihr im Arxiv-Physics Blog von Technology Review: http://www.technologyreview.com/view...y-hit-and-run/
    Oder bei Florian Freistetter: http://www.scienceblogs.de/astrodict...olltreffer.php

    Oder ihr könnt das Preprint lesen: http://arxiv.org/abs/1207.5224

    Im Artikel ist jetzt nur wenig Geochemie drin - kommt später.
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  10. #30
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