Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 19. 11 maj 1954 - Atmosfärens ursprung och historia, av Erik Eriksson
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
11 maj 1954
423
den förlorat kisel, har alltså motsvarande
mängder av dessa element också förlorats. Då
frak-tioneringsfaktorn faller när kisel förloras, kan
den sägas ånge ett maximivärde. Av intresse är
i övrigt de stora mängderna vätgas och helium i
universum. Väte utgör ca 63,5 % av hela
universums massa och helium ca 35 %. Tillsammans
utgör de ca 98,5 % av all materia.
Fraktioneringsfaktör och atomvikt
Man skulle kunna vänta sig att förlusterna av
ett grundämne borde stå i relation till dess
atomvikt, eller om det förelegat som kemisk förening,
till dennas molekylvikt. Man kan visserligen
inte veta vilka föreningar som förekommit —
men ädelgaserna måste ha funnits i atomform
under alla omständigheter. Helium och argon
kan man dock icke utan vidare använda som
mått eftersom bägge kan vara produkter av
radioaktivt sönderfall. Argonisotopen A36 kan
emellertid användas och det har såväl Brown
som Suess1 gjort. Bägge har således satt
frak-tioneringsfaktorn F i relation till atomvikten för
dessa ädelgaser och på så sätt erhållit en
relation mellan den och atomvikten. Suess anger
förhållandet matematiskt med formeln
F = — 7,1 — 10 • e-o,o45 m (i)
där m är atomvikten. Kuiper1 har modifierat
konstanterna i denna relation något till
F — — 7,2 — 12,4 • e-0.055 m (2)
Brown anger grafiskt förhållandet och
osäkerheten med två kurvor. Bägge antar att om en
förening förelegat i gasform, måste man kunna
uttrycka dess förlustfaktor på samma sätt, om
man låter m representera föreningens
molekylvikt. Tar man de "fyra stora" i atmosfären,
nämligen vatten, kväve, syre och kolsyra och
beräknar deras fraktioneringsfaktorer enligt Kuipers
modifikation av Suess formel får man följande
resultat:
Förening Molekyl- Fraktionerings-
vikt faktor
Vatten H20 ........... 18 —11,8
Kvävgas k,........... 28 — 9,9
Syrgas 02 ............ 32 — 9,3
Koldioxid C02 ........ 44 — 8,3
För det fortsatta resonemanget kan vi i likhet
med Brown göra högst extrema antaganden
angående mängderna av dessa föreningar i
proto-jorden. Genom dessa antaganden kan man
åtminstone bestämma en övre gräns för de
koncentrationer som kan ha funnits vid den
tidpunkt då jorden fått sin nuvarande form.
Vatten
Antas t.ex. att allt syre förelåg som vattenånga,
måste det ha funnits 22 gånger flera
vattenmolekyler än kiselatomer då protojorden började bil-
das och 22 • lO"11-8 gånger flera då den var
färdigbildad. Då kiselinängden är 1,52 • 108 g/cm2
jordyta blir vattenhalten
22 • lO-"-8 • 18 • 1,52 • 108/28,1 = 3,4 • 10*3 g/cm2
eller högst ca 3,5 mg/cm2.
Det vatten som finns i världshaven och som
måste ha passerat genom atmosfären är ungefär
280 kg/cm2, dvs. approximativt 108 gånger större.
Därför kan man dra slutsatsen att allt vatten,
som nu finns i världshaven, sjöarna och luften,
måste ha kommit från jordens fasta material.
Syre och kväve
Antar man i stället att allt syre existerat som
02, vilket är minst lika osannolikt, får man att
den ursprungliga atmosfären inte kunde ha
hållit mer än ca 0,19 g/cm2 mot för närvarande 239.
Även syret måste således vara sekundärt. För
kvävets del får man under förutsättning att allt
kväve fanns i form av N2 mängden vid jordens
begynnelse till
16 • 10-M • 1,52 • 108 • 28/28,1 = 0,30 g/cm2
mot dess nuvarande halt av 782 g/cm2.
Koldioxid
Förutsätter man slutligen att allt kol funnits i
form av kolsyra, får man för denna
8 • 10-8’3 • 1,52 • 108 • 44/28,1 = 9,5 g/cm2
soin kan jämföras med de ca 25 000 g/cm2 som
behövs för att täcka karbonatbergarternas behov.
De beräknade värdena på den ursprungliga
atmosfärens halt av vatten, syre och kolsyra är
under alla förhållanden maximivärden, och man
kan lugnt dra slutsatsen att vår jord praktiskt
taget saknade atmosfär vid den tidpunkt då den
förelåg i någorlunda färdigt skick. Denna
slutsats är grundad dels på kosmokemiska och
geo-kemiska data, dels på ett relativt rimligt
antagande som inte förutsätter någon i detalj
specificerad process vid jordens bildning.
Ursprung
Det sätt varpå de olika konstituenterna en gång
tillfördes vår jord beror på hur denna bildades
ur den gasmassa som jag tidigare benämnt
protojorden. Det finns olika teorier för detta
skede; jag tänker emellertid inte diskutera de
olika alternativen utan väljer den nyaste
varianten av planetesimalteorin. Denna framkastades
ursprungligen av amerikanarna Chamberlain
och Moulton och har av tysken Weizsäcker7
infogats i dennes teori över universums tillkomst.
Den omfattas nu av bl.a. Urey6. Kuiper1 har
närmast med stöd av Ureys spekulationer och Suess
tidigare nämnda beräkningar gjort en mycket
intressant rekonstruktion av ett tänkbart
händelseförlopp.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
