Země a Měsíc

Země

Hadaikum (před 4,54 - 4,0 miliardami let)

Vývoj planety Země můžeme rozdělit do dvou časových jednotek: fanerozoikum a prekambrium. Právě prekambrium zahrnuje období vzniku a vývoje stavby naší planety. Bude nás proto v této rubrice zajímat. Pokud vás zajímá vývoj naší planety ve fanerozoiku, navštivte prosím rubriku věnovanou paleontologii. zahrnující všechny nám známé éry (prvohory, druhohory, třetihory a čtvrtohory) nás nyní zajímat nebude, z hlediska času totiž tvoří poslední necelou 1/10 z celkového vývoje naší planety. Zaměřme se proto na prekambrium. To můžeme rozdělit na tři další eony a to na hadaikum, archaikum a proterozoikum. Začněme hadaikem, kdy se začala psát historie vývoje naší planety. Hadaikum to je období vzniku Sluneční soustavy a planet. Země v tomto období vypadala jako velká žhavá koule magmatu, která ještě neměla pevný povrch. Neexistovaly žádné kontinenty, metamorfované horniny ani sedimenty v celé své různorodosti, v jaké je známe dnes. Neexistovala žádná voda v kapalném stavu, žádný život. Celá Země byla jedna velká koule magmatu a lávy. Přitahovala si také prach a plyn a disponovala první primitivní atmosférou z vodíku a helia, která však byla slunečním větrem odváta. Magnetické pole Země ještě také neexistovalo. Neexistovala žádná pevná slupka na povrchu, které říkáme kůra. Chladnoucí krusta lávy se ihned po svém utuhnutí zase potopila do oceánu lávy.

Takto možná vypadala první primitivní zemská kůra.
Lávová krusta na povrchu velké žhavé koule.

By PublicDomainPictures - https://pixabay.com/en/mercury-venus-earth-mars-jupiter-163610/, CC0, Link

Po prvních stovkách milionech letech byla naše planeta rozdělena do několika slupek. Z nejtěžších prvků se vytvořilo pevné a tekuté jádro (s magnetickým polem) obalené pláštěm oceánu magmatu. Z lehčích prvků se v době, kdy již planeta nebyla tak horká, začala utvářet první primitivní zemská kůra. Pravděpodobně se ještě několikrát rozpadla, než mohla na svém povrchu nést oceán. Vše bylo důkladně promícháváno konvekčními plášťovými proudy. Hadaikum představuje období, o kterém se domníváme, že bylo skutečným peklem na Zemi. Ta kolem své osy rotovala mnohem rychleji než dnes a byla velmi horká. Někdy v tomto období se naše teprve rodící se planeta srazila s několika tělesy které vyrazily část naší planety na její oběžnou dráhu. Z trosek této monumentální kolize se později zrodil náš Měsíc, který obíhal kolem Země mnohem blíže než dnes. Tím ovšem srážky neskončily. Přišlo období velkého bombardování, kdy byla naše planeta i Měsíc vystavena nespočtu srážek s cizími tělesy. Dopady velkých meteoritů byly na denním pořádku. Naše planeta se běžně srážela s dalšími tělesy a nabírala tak na velikosti a hmotnosti. Hadaikum bylo velkolepé období, díky kterému jsou magmatické horniny dnes vnímány mnoha geology jako svatý grál všech hornin. Právě z nich totiž vzešly všechny ostatní typy hornin, které dnes můžeme nejen na Zemi, ale i v celém vesmíru najít. Byly vždy svědky velkolepých událostí a spojují nás a naši Zemi se všemi kamennými světy.

Z nejstarších období vzniku Země se nám zachovalo velmi málo hornin. Musíme si uvědomit, že většina jich byla posléze roztavena v subdukčních zónách, Atomy, ze kterých vznikly první horniny, prošly procesem subdukce hned několikrát - coby součást novějších hornin. Nejsme si dosud jisti, kdy vznikla první zemská kůra. Můžeme to jen usuzovat podle nejstarších nálezů zirkonů, které vznikly před 4.4 miliardami let. Znamená to, že první pevné horniny se na Zemi objevily méně než 200 milionů let po jejím vzniku. Tehdy již zřejmě planetu pokrývala primitivní kůra, která již byla dost chladná na to, aby se na ní udržela tekutá voda. Vodní pára v atmosféře proto postupně kondenzovala na jejím povrchu. Je dosud otázkou kolik vody na Zemi bylo již od doby jejího vzniku a kolik jí sem přinesly rodící se planety, měsíce, komety a asteroidy. Také vznik Měsíce je dosud velkou neznámou, ale v současné době přichází nejlepší výsledky z předpokladu, že vznikl spíše srážkou s několika menšími tělesy než s jedním velkým. V tomto časovém období se na Zemi utvářely horniny zvané komatiity. Jedná se o ultrabazickou vulkanickou horninu, která vznikala hlavně v prekambriu, když teplota kůry dosahovala více než 1100 °C. Dnes komatiity vznikají velmi vzácně, postupně byly nahrazeny bazalty, které vznikají za nižších teplot.

"Být petrologem, to byla v období hadaika ta nejjednodušší práce na světě. Existovala jen jedna jediná hornina."

Jaromír Leichmann (2018) 

V počátcích vývoje Sluneční soustavy byla naše planeta suchá. Veškeré těkavé látky včetně vody byly slunečním větrem vyváty hlouběji do vzdálenějších částí Sluneční soustavy, kde voda kondenzovala na prachových zrnkách, které tak rychle získávaly hmotnost a gravitační sílu. Díky tomu se v tomto prostoru rychle vytvořil zárodek největší planety Sluneční soustavy - Jupiter. Dlouho převládala myšlenka, že vodu přinesly na Zemi komety. Komety jsou tvořeny převážně ledem. Dnes víme, že pouze komety vodu na Zemi nepřinesly. Poměr izotopů vodíku v pozemské vodě se výrazně liší od poměru izotopů vodíku v kometárním ledu. Většina vody na Zemi tak musí pocházet odjinud. Voda je ve vesmíru hojnější než bychom čekali. Vždyť vodík je vůbec nejrozšířenější prvek ve vesmíru a kyslík je čtvrtý nejrozšířenější. Vodu dnes nacházíme i tam, kde bychom ji nečekali. Za hlavní zdroj vody na Zemi dnes považujeme planetky z vnějších oblastí hlavního pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Planety Jupiter a Saturn rozptýlily tato tělesa a mnohé z nich vyslali do vnitřní části Sluneční soustavy. Touto dobou, před asi 4 miliardami let, nastalo tzv. Velké pozdní bombardování, kdy vznikla většina moří na Měsíci. 

I na Zemi můžeme najít krátery. Jsou však mnohem, mnohem mladší a také menší.
Meteor kráter v Arizoně má jen kilometr v průměru a je starý jen padesát tisíc let.
Autor snímku: David Weber

Archaikum (před 4,0 - 2,5 miliardami let)

V období archaika, jehož začátek a konec je definován na základě mezinárodní úmluvy (4 miliardy let až 2,5 miliardy let před současností), měla již naše planeta vlastní kontinenty a oceány a v tomto období také vznikal na Zemi první jednobuněčný život. První známky života jsou známy z období před asi 3,8 miliardami lety. Archaické horniny jsou zachovány pouze v jádrech (kratonech) velmi starých kontinentů. Lze je rozdělit na pásma zelenokamenů a granulitové asociace. Pásma zelenokamenů bývají i stovky kilometrů mocná tělesa známá pouze z prekambria. Byly to oblasti bazických až ultrabazických vyvřelin, především komatiity a bazalty. Granulitová asociace představují nejstarší kontinentální kůru. Pro archaikum je charakteristické období tzv. sialické kratonizace, kdy se na stavbě kontinentů začaly podílet horniny s vyšším obsahem křemíku. Dalším stupněm vývoje byly TTG granity (anortozity) a Na-tonality, ve kterých stoupl obsah křemíku až k 60 %. V období 3 až 2,5 miliard let před současností bylo vytvořeno již 80 % dnešní kontinentální kůry! Od té doby se tedy kontinenty spíše jen přetvářejí, v menším měřítku vznikají nové. 

Planeta Země se tehdy v mnohém lišila od současné Země. Předně měla téměř třikrát vyšší tepelný tok než dnes. S rostoucí hloubkou tak teplota rostla až třikrát rychleji. Procesy spojené s metamorfózou hornin byly vysokoteplotní a nízkotlaké a vedly ke vzniku granulitů. Neexistovaly ještě subdukční zóny, ve kterých by byly horniny metamorfovány za vysokých teplot a zároveň za vysokých tlaků. Určitou výjimkou byly dopady meteoritů, kdy jsou teplotní a tlakové podmínky extrémně vysoké. Naše planeta si uchovávala teplo ještě z období svého vzniku a velké množství tepla vznikalo přeměnou radioaktivních prvků. Planeta si tak udržuje vysokou teplotu v jádře a v plášti dodnes. Některé prvky (např. technecium a plutonium) dnes již na Zemi nenajdeme, protože jejich poločas rozpadu je kratší než doba existence Země. V případě izotopu uranu 238U dnes naše planeta disponuje pouze polovinou množství jaké měla v době svého vzniku. Poločas rozpadu 238U je totiž srovnatelný se stářím naší planety. Stejně tak můžeme tvrdit, že i na všech ostatních tělesech ve Sluneční soustavě najdeme již pouze polovinu množství 238U a žádné Tc ani Pu.

Naše planeta také měla naprosto odlišné složení atmosféry, ve které dominoval oxid uhličitý (který je dnes na Marsu a na Venuši zastoupen více než 90 %) a dále chlor, dusík a vodní pára (v nezanedbatelném množství možná i metan a jiné plyny). Co se s těmito prvky stalo? Jakmile klesla teplota povrchu na méně než 100°, voda byla přítomna především ve své kapalné formě. Chlor reagoval s ostatními prvky a oxid uhličitý se podílel na vzniku karbonátů. V atmosféře zůstal především dusík, který v atmosféře dominuje dodnes. Ještě před dvěma miliardami let bychom na Zemi žádný volný kyslík nenašli. Pravděpodobně vznikal v důsledku hydrolýzy vody slunečním zářením, nebylo ho však mnoho. Pozorujeme to na specifickém chování některých prvků. V proterozoických ložiscích například nacházíme zlato společně s uranem. Uran se choval podobně jako zlato, protože oba prvky mají vysokou hustotu. Pokud by byl v atmosféře přítomen volný kyslík, uran by s ním reagoval a ke vzniku takovýchto ložisek by nikdy nedošlo. První velké množství kyslíku se v atmosféře objevilo díky prvním fotosyntetizujícím organismům. Kyslík byl však okamžitě spotřebován na oxidaci uranu, železa a uhlíku. V období před 4 až 2,25 miliardami let před současností se volný kyslík slučoval s železem rozpuštěným ve vodě a utvářel mohutné formace páskovaných železných rud (BIF). Jedná se o páskovaná sedimentární tělesa s magnetitem či hematitem vysráženým mezi vrstvami břidlic či rohovců. BIF se utvářely především v proterozoiku a představují nejvýznamnější ložiska železa na světě. Před 2,6 miliardami let se utvářely první karbonáty, jejichž chemické složení velmi dobře dokumentuje koloběh prvků mezi pevninou a mořem. Pozorujeme, že se stále zvyšoval podíl kontinentální kůry na tvorbě karbonátů (narůstá poměr radiogenního stroncia 87 vůči stronciu 86. Podle tohoto poměru izotopů tak můžeme přibližně určovat stáří karbonátů.

Výchoz páskované železné formace, unikátního typu sedimentární horniny.

Autor: James John (Michigan, USA)

Proterozoikum (před 2,5 - 0,54 miliardami let)

Ocitáme se v proterozoiku v době před asi 2,5 miliardami let. Většina zemské kůry, kterou dnes známe, byla právě v této době již vytvořena. Obsah kyslíku v zemské atmosféře začíná díky fotosyntetizujícím řasám a sinicím stoupat. Z atmosféry se tak odčerpává oxid uhličitý a ačkoliv se v průběhu geologické historie zvyšuje svítivost slunce, tak zřejmě právě kvůli fotosyntéze a odčerpávání oxidu uhličitého z atmosféry pokryl před asi 2,3 miliardami let většinu zemského povrchu led. Teploty na pólech dosahovaly extrémních teplot, možná až -160 °C. Mnohé procesy, které dnes považujeme za samozřejmé, tehdy probíhaly jen omezeně, byly zcela utlumeny a nebo probíhaly jinak. Jedním takovým procesem byla výměna tepla mezi atmosférou a oceány. Došlo k výraznému poklesu teplot v atmosféře a možná, že tehdy téměř kompletně vyhynul život na Zemi. 

Asi před 2,2 miliardami let nastoupily první mnohobuněčné organismy. Mezi typické horniny patřily anortozity (leukogabra) - velmi hrubozrné horniny, ve kterých se utvářely až deseticentimetrové plagioklasy. Anortozity vznikaly pouze v počátcích vývoje naší planety. Najdeme je i na povrchu Měsíce. Teprve v době před asi 2 až 1,8 miliardami let pozorujeme první tvorby ofiolitů, vulkanických oblouků a zlomových linií - zřejmě první projevy deskové tektoniky. V době před 1,7 miliardami let se na zemském povrchu vylévaly obrovské objemy bazaltů související zřejmě s horkými skvrnami. Deskovou tektoniku máme jednoznačně doloženou až z období před 1,2 milardami let. V období před 1,6 až 1 miliardou let se na Zemi rozvíjely Eukaryota a fotosyntetizující organismy, především sinice (Cyanobacteria). Hladina kyslíku v atmosféře stoupla na 10% současného stavu a začala tvorba ozonové vrstvy. Úroveň oxidu uhličitého byla tehdy desetkrát až tisíckrát vyšší než dnes.

Měsíc

Scientists developed different theories to explain these observations, but none could explain all of them. One theory was that Earth "captured" the Moon as it passed by, but this did not explain their similar isotopic compositions. Another theory was that Earth "threw off" the Moon, but calculations suggest that there was not enough angular momentum to do so. The third theory proposed that Earth and the Moon formed separately but close to each other. If this was true, however, they should have very similar compositions; this model cannot explain the differences in volatiles, iron, titanium, and aluminum between Earth and the Moon. Early Stages: A Magma Ocean - As the rocky materials orbiting Earth accreted, the Moon grew larger and hotter. Heat from accretion caused the outer surface, and perhaps more, of the Moon to melt, forming an ocean of magma. The evidence for a magma ocean comes from the layering of the Moon's interior. The uppermost part of the Moon's crust is mainly the rock anorthosite, which is primarily made of a single mineral: low-density, aluminum-rich, plagioclase feldspar. This rock forms the "lunar highlands," the brighter, light-colored, heavily cratered regions we see on the Moon. Deeper parts of the Moon's crust and mantle include larger amounts of other minerals, such as pyroxene and olivine. As the magma ocean cooled and crystallized over a period of 50-100 million years, low-density minerals such as plagioclase floated to the top, while denser minerals such as pyroxene and olivine sank. The oldest rocks collected by Apollo astronauts are 4.5 billion years old, which is thought to indicate when the Moon's crust solidified. As the outer layers solidified, the interior of the Moon also differentiated. The heavier iron separated from the less-dense rock in the mantle and sank, forming a small core surrounded by the rocky mantle and crust. Big Impacts, Big Basins - Our early solar system was a messy place! An abundance of material remained in space and debris of all sizes constantly pummeled the Moon and all other planetary bodies. The impactors left their mark; huge impact basins such as Imbrium, Crisium, and Serenitatis, hundreds of miles across, occur where they struck the Moon. The upturned rims of these basins form mountain chains on the lunar landscape. The impacts broke apart the rocks at the surface of the Moon and fused them into impact melt breccias - rocks made of angular, broken fragments, finer matrix between the fragments, and melted rock. These rocks, collected by Apollo astronauts, provide scientists with the timing of basin formation, ranging from 3.8 to 4.0 billion years ago. By 3.8 billion years ago, the period of intense bombardment came to a close; impact events became less frequent and were generally smaller. Impacts still occur today. Basin Filling - Although cooling, the Moon was still hot, heated by radioactive decay of unstable isotopes of elements, such as uranium and thorium, and the processes of accretion and differentiation. Isolated pockets of hot mantle material slowly rose to the surface, melting at lower pressures. This magma poured out through cracks in the lunar surface - fissures - many of which were created by the earlier impacts. The magma flooded across the lowest regions on the lunar surface to fill the impact basins. It crystallized quickly, forming basalt, a dark, fine-grained, volcanic rock. The composition of the basalt varies because the magma formed in different places in the lunar interior. Some basalts have more titanium, others are more enriched in other elements such as potassium and aluminum. The large, smooth, dark regions we see on the Moon are the basaltic "lunar maria." "Maria" is Latin for "seas," as these areas looked like seas to early astronomers. They are smooth because they are less cratered than the lunar highlands. The smaller number of craters in the maria suggests that these regions have not been impacted as much and therefore are younger. Mare basalts have been radiometrically dated to be between 3.0 and 3.8 billion years old. Imagine standing on the Moon at this time. Hot basalt lava flowed from long fissures, filling regions of low elevation. Fountains of lava sporadically erupted along the fissures, spewing molten rock high above the lunar surface. Chilled magma droplets fell back as beads of colored volcanic glass, later sampled by Apollo astronauts. Flowing lava cut channels into the landscape. In a few locations, small volcanic domes built up on the surface of the maria. Gradually, as the Moon's interior cooled, volcanism ceased. Recent History - For the last one billion years, our Moon has been geologically inactive except for small meteoroids pummeling its surface, breaking the rocks and gradually adding to the layer of fine lunar dust - regolith - that covers the surface. In some places the regolith may be thicker than 50 feet (15 meters). The Moon has no atmosphere, flowing water, or life to erode or disturb its surface features. Other than impactors, only a few spacecraft, and the footsteps of 12 humans, have reshaped its landscape. The data returned by orbiting spacecraft and the Apollo program reveal much about the formation and evolution of our Moon and, in turn, of our own Earth. Resurfacing processes active on Earth have obscured our planet's early history of formation, differentiation, and asteroid bombardment. New missions will help scientists piece together details of the history and evolution of the Moon (and Earth) and will help us better understand lunar processes and the distribution of resources in preparation for humans to live and work on the Moon.

Obrázek níže znázorňuje geologický vývoj přivrácené strany Měsíce. Jinak spíše černobílá tvář Měsíce je zde převedena do barevných tónů, přímo vybízejících k hlubšímu poznávání našeho nejbližšího kosmického souseda. Jedná se o geologickou mapu vydanou geologickou společností Spojených států amerických, která byla do této podoby převedena za spolupráce Pavla Gabzdyla a Ľuboše Sokola. Každá barva na mapě představuje snadno mapovatelnou oblast (geologickou jednotku), která se svou stavbou a do jisté míry také svým stářím odlišuje od okolních jednotek. Rozlišeno jich je celkem 39 a jsou stručně popsány v legendě napravo.

Geologická mapa přivrácené strany Měsíce.

I na Zemi můžeme najít lávové tunely. Jsou ovšem mnohem menší.

Autor snímku: John Fowler (Mojave, Kalifornie)

"Nevěřte mu, jeho čísla lžou. Vůbec netuší, o čem mluví."

Max Faget, konstruktér lodi Mercury,
o plánu inženýra Johna Houbolta využít pro přistání na Měsíci lunární modul

Chybí atmosféra a hydrosféra - na Měsíci zvětrávání převážně dopady meteoritů, změnami teplot a zářením. 

Na Měsíci zcela chybí hydratované minerály obsahující v krystalové mřížce molekuly vody (jako jsou například amfiboly a slídy). Nejhojnějšími minerály jsou plagioklasy, pyroxeny, olivín, illmenit a spinelidy. 

Bazalty KREEP, jejichž složení odpovídá zbytkovému obsahu magmatu - nekompatibilní prvky jako je draslík (K), prvky vzácných zemin (REE) a fosfor (P). 

"Modrá skleněnka", snímek pořízený během letu Apollo 17.