hidden_loading.gif Lūdzu uzgaidiet..
 

LIIS Mācību materiāli

Materiāli ir izstrādāti Latvijas izglītības informatizācijas sistēmas projekta ietvaros ar Izglītības un zinātnes ministrijas atbalstu.

 
Priekšmeti
Filtrēt pēc:      Meklēt
 
Visas datnes
Algebra
Anatomija
Angļu valoda
Apkārtnes un dabas mācība
Astronomija
Bioloģija
Biomehānika
Cilvēks. Daba. Sabiedrība
Dabaszinības
Datorzinības
Ekonomika
Ētika
Fakultatīvās nodarbības
Filozofija
Fizika
Fizkultūra
Folklora
Franču valoda
Ģeogrāfija
Ģeometrija
Ievads ekonomikā
Informātika
Informātika un datori
Ķīmija
Kultūras vēsture
Latviešu valoda
Lietišķā informātika
Literatūra
Loģika
Mājturība
Mākslas vēsture
Matemātika
Medicīna
Mūzika
Pedagoģija un psiholoģija
Politika un tiesības
Programmēšana
Psiholoģija
Rokdarbi
Statistika
Svešvaloda
Tehniskā grafika
Vācu valoda
Veselības mācība
Vēsture
Vides izglītība
Vides mācība
Vides zinības
Vizuālā māksla
Zviedru valoda
 
 
Materiāla nosaukums Autors
Burtnieku ezers – mūsu kopējā bagātība Krastiņa Gunta,Vītols Dzintars,Lurins Juris,Tenters Kaspars,Petriņš Aivars,Vītola Velga,Seņkāns Armīns
Gaisa pētnieku tīmeklis - mācību projekts vides izglītībā Birziņa Rita,Šulga Diāna
Globe. Augsne Piruška Aigars,Liepiņa Inese,Knipšis Klāvs
Ievads vides izglītībā Birziņa Rita,Granta Dace,Meža Lolita
LatSTE 2002. Latvijas sabiedrības tehnoloģiju ekspozīcija. Pasākuma materiāli. 24.10.2002. –26.10.2002. Autoru kolektīvs
Latvijas indīgie augi un sēnes Vimba Edgars,Birziņa Rita
Latvijas kultūrvēsturiskais mantojums Dubiņš Edgars
Mācību projekts "Transports un vide" Granta Dace,Birziņa Rita
Mājas lapa "Kas ir upe?" Urtāne Loreta,Urtāns Andris,Dārziņa Zane,Gūža Jolanta,Auziņš Alnis
Mana izziņas taka Knipšis Klāvs,Liepiņa Inese
Ūdeņu ķīmija un ūdens vides piesārņojums Kļaviņš Māris
Vides izglītība Birziņa Rita,Šulga Diāna,Meža Lolita
Vides ķīmija Kļaviņš Māris

 

Kategorija: Vides izglītība
Materiāla nosaukums: Vides ķīmija
Autors: Kļaviņš Māris
Formāts: Online (tiešsaistes) materiāls,FTP servera fails
Datums: 2000





2.1. ATOMA UZBŪVE

Atoms ir kvantu sistēma (attēls 3), kurā elektroni kustas ap pievelkošu, šķietami nekustīgu centru - atoma kodolu, ko veido divējādas elementārdaļiņas - protoni un neitroni, kuras var arī uzskatīt par vienas elementārdaļiņas - nuklona - dažādiem stāvokļiem. Protoni un neitroni ir savstarpēji konvertējamas daļiņas. Protoni ir lādēti pozitīvi, to skaits kodolā nosaka elementa atomnumuru un kodola lādiņu, bet kopā ar neitroniem - atommasu. Neitroni kodola lādiņu neiespaido, tie ir elektroneitrāli.

Attēls 3. Ūdeņraža atoma uzbūve



      Attēls 4. Halogēnu atomu un jonu radiusi

      Kodolā ir koncentrēta praktiski visa atoma masa, tikai kādu 1/1800 tās daļu dod elektroni. Piemēram, elektrona masa ir 9.10-28 g, bet paša vieglākā atoma - ūdeņraža (1 protons + 1 elektrons) - masa ir 1,65.10-24 g, skābeklim tā ir 26,6.10-24 g, urānam 392,7.10-24 g. Toties atoma kodola izmēri ir desmitiem tūkstošu reižu mazāki par paša atoma izmēriem (atoma radiuss ir ~10-8 cm, kodola radiuss 10-!2 cm, elektrona radiuss 2.10-13 cm), tāpēc kodola viela ir ārkārtīgi blīva, vidēji 1,16.1014g/cm3, tās 1 cm3 svērtu 116 milj. tonnu.
      Elektrona kustības viļņējādā rakstura dēļ atomam nav noteiktu robežu, tāpēc noteikt atoma absolūtos izmērus nav iespējams. Par brīva atoma radiusu var pieņemt ārējo elektronu mākoņu blīvuma galvenā maksimuma stāvokli, to var aprēķināt teorētiski. Savienojumos atomi savā starpā ir saistīti ar ķīmiskām saitēm, kuras ietekmē elektronu mākoņu stāvokli un blīvumu, tāpēc tajos atomu (jonu) radiusi atšķiras no brīvu atomu radiusiem. Šos efektīvos radiusus nosaka pēc molekulu un kristālu uzbūves. Vidējais efektīvais atoma tilpums ir aptuveni 10-24 cm3, bet pilnais kodola un elektronu tilpums tikai 10-36 cm3 (1012 x mazāks), tāpēc atomu struktūra ir ļoti retināta. Pašā vienkāršākajā ūdeņraža atomā attālums no kodola līdz elektronam ir 100 x lielāks par kodola izmēriem (salīdzinājumam - attālums no Saules līdz Merkuram ir tikai 45 x lielāks par Saules diametru).
Reālā atomu kodolu masa ir nedaudz mazāka par tā nuklonu (protonu+neitronu) masu summu, šo starpību sauc par masas defektu, tas raksturo atoma kodola stabilitāti un nuklonu saites enerģiju, t.i. enerģiju, kāda jāpatērē, lai kodolu sašķeltu brīvos nuklonos, un otrādi - veidojoties no nukloniem kodolam, izdalās masas defektam ekvivalenta enerģija.
Kodola saites enerģiju var izteikt ar formulu (Einšteina vienādojumu):
E={[Zmp+(A-Z)mn]-m1}c2, kur:
Z - protonu skaits,
A - pilnais nuklonu skaits,
mp - protona masa,
mn - neitrona masa,
m1 - faktiskā kodola masa,
c - gaismas ātrums vakuumā (3.1010cm/sek)
Par atommasas vienību kopš 1961. gada ir pieņemta 1/12 oglekļa izotopa 12C atommasas - 1,6606.10-27 kg, līdz tam 1/16 16O, kas bija nedaudz mazāka. Vienai atommasas vienībai atbilst enerģija 931,5 milj.elektronvoltu (eV), 1 eV=1,60219.10-19 J. Raksturojot kodolprocesus, parasti lieto miljonreižu lielāku vienību megaelektronvolts (MeV).
Piemēram, hēlija sintēzes reakcijā 2p + 2n = 42He izveidojas kodols, kura masa ir 4,001506 atommasas vienību (a.m.v.).
2p=2.1,007276 a.m.v.
2n=2,1,008665 a.m.v.
2p+2n= 4,031882 a.m.v.
Masas defekts = 4,031882 - 4,001506 = 0,030376 a.m.v., bet atbilstošā enerģija 28,26 MeV. 1 mola (4 g) hēlija sintēzē izdalās 2730.109 džoulu enerģijas.
Nuklonus kodolā saista pievilkšanās spēki, kuri ir gandrīz vienādi starp protoniem-protoniem, protoniem-neitoniem un neitroniem-neitroniem. Šie spēki darbojas tikai ļoti nelielā attālumā, ~1,5.10-17 cm, kas ir tuvs pašu nuklonu izmēriem, un ievērojami pārsniedz protonu savstarpējās atgrūšanās spēkus.
Neitroni kodolā ir visiem ķīmiskajiem elementiem, izņemot ūdeņraža izotopu 1H, kura kodols sastāv tikai no viena protona. Hēlijam jau ir 2 neitroni (n:p=1), bet protonu skaitam palielinoties vēl tālāk, neitronu skaits pieaug straujāk par protonu skaitu (attēls 6), urānam n:p=1,6 (92p+146n), transurāna elementiem neitronu skaits pārsniedz 150. Neitronu klātbūtne atomu kodolos ir nepieciešama to stabilizācijai.


Attēls 5. Alberts Einšteins







Attēls 6. Protonu (Z) - neitronu (N) diagramma ar maģiskajiem skaitļiem (tumšie aplīši -stabilie izotopi, gaišie aplīši - radioaktīvie izotopi)

Dažāds neitronu skaits mēdz būt arī vienam un tam pašam elementam. Šādus atomus ar vienādu protonu, bet dažādu neitronu skaitu sauc par izotopiem. Pavisam ir zināmi vairāk nekā 1200 izotopi, no kuriem gan vairums ir nestabili, radioaktīvi, daudzi iegūti tikai mākslīgā ceļā. Dabā sastopami 340 izotopi, no kuriem 273 ir stabili un ilgmūžīgi. Daudzi ķīmiskie elementi būtībā ir vairāku izotopu maisījums, un to atommasa ir proporcionāla šo izotopu attiecībām. Viena un tā paša elementa izotopiem ir vienādas ķīmiskās īpašības, un ar ķīmiskām metodēm tie nav sadalāmi. Zināma izotopu diferenciācija notiek dabiskajos ģeoķīmiskajos procesos, it īpaši dzīvās vielas darbības rezultātā.
Dabisko izotopu masas skaitļi veido veselu skaitļu rindu 1, 2, 3 ... 256, kurā neaizņemti ir tikai 2 skaitļi - 5 un 8. Šādi izotopi gan ir iegūti mākslīgi, bet tie ir ļoti īsmūžīgi. Visiem elementiem, kuru atomnumurs pārsniedz 84 (Po) ir tikai radioaktīvi izotopi, bet visiem elementiem līdz Bi (Nr.83) ir vismaz pa vienam stabilam izotopam, izņemot Tc (Nr.43) un Pm (Nr.61). Rekordiste stabilo izotopu skaita ziņā ir alva (Nr.50), kurai tādu ir 10, ksenonam (Nr.54) ir 9 izotopi, kadmijam (Nr.48) un telūram (Nr.52) - 8. Pa 7 izotopiem ir 10 elementiem - Mo (Nr.42), Ru (Nr.44), Ba (Nr.56), Nd (Nr.60), Sm (Nr.62), Gd (Nr.64), Dy (NR.66), Yb (Nr.70), Os (Nr.76), Hg (Nr.80), pa 6 izotopiem 7 elementiem - Ca (Nr.20), Se (Nr.34), Kr (Nr.36), Pd (Nr.46), Er (Nr.68), Hf (Nr.72), Pt (Nr.78). 6 elementiem - Ti (Nr.22), Ni (Nr.28), Zn (Nr.30), Ge (Nr.32), Zr (Nr.40), W (Nr.74) - ir 5 stabili izotopi, tāpat 6 - S (Nr.16), Cr (Nr.24), Fe (Nr.26), Sr (Nr.38), Ce (Nr.58), Pb (Nr.82) - ir pa 4 izotopiem un vēl 6 - O (Nr.8), Ne (Nr.10), Mg (r.12), Si (Nr.14), Ar (Nr.18), K (Nr.19) - pa 3 izotopiem (visiem, izņemot K, pāru skaitļu atomnumuri). 22 elementiem ir pa 2 stabiliem izotopiem - H (Nr.1), He (Nr.2), Li (Nr.3), B (Nr.5), C (Nr.6), N (Nr.7), Cl (Nr.17), V (Nr.23), Cu (Nr.29), Ga (Nr.31), Br (Nr.35), Rb (Nr.37), Ag (Nr.47),In (Nr.49), Sb (Nr.51), La (Nr.57), Eu (Nr.63), Lu (Nr.71), Ta (Nr.73), Re (Nr.75), Ir (Nr.77), Tl (Nr.81), visiem, izņemot He un C, nepāra atomnumuri. 20 elementiem ar nepāra atomnumuriem (izņemot Be) - Be (Nr.4), F (Nr.9), Na (Nr.11), Al (Nr.13), P (Nr.15), Sc (Nr.21), Mn (Nr.25), Co (Nr.27), As (Nr.33), Y (Nr.39), Nb (Nr.41), Rh (Nr.45), J (Nr.53), Cs (Nr.55), Pr (Nr.59), Tb (Nr.65), Ho (Nr.67), Tm (Nr.69), Au (Nr.79), Bi (Nr.83) - ir tikai 1 stabils kodola veids. Stabilu izotopu nav Tc (Nr.43) un Pm (Nr.61), abiem nepāra atomnumuri.
Visi elementi ar pāra atomnumuriem sastāv no vairākiem stabiliem izotopiem, izņēmums ir berīlijs (Nr.4), kuram ir tikai viens stabils kodola veids ar atommasu 9. Dabā gan kosmisko staru iespaidā veidojas vēl 3 Be izotopi - 7Be, 8Be un 10Be, bet tie ir nestabili, īsmūžīgi. Pāru skaita elementiem līdz Nr.28 (Ni) izteikti dominē viens no izotopiem ar pāru skaitļa atommasu, bet tālāk kāda viena izotopa pārsvars vairs nav tik izteikts. Elementiem ar nepāra atomnumuriem nav vairāk par 2 izotopiem, pie tam abi izotopi ir samērā lielā daudzumā, izņemot La (Nr.57) un Ta (Nr.73), kuriem izteikti dominē viens no izotopiem.
Attēls 7. Sakarība starp kodolsaites enerģiju un elementa atommasu

To spēku daba, kuri saista nuklonus kodolā, vēl pilnībā nav noskaidrota, toties diezgan precīzi pēc masas defekta var izmērīt šīs saites enerģiju. Vairumam elementu tā svārstās robežās no 7,5 līdz 8,5 MeV uz vienu nuklonu, ūdeņradim (tikai viens protons) tā ir 0, bet maksimālās vērtības sasniedz elementiem ar atommasu 56-58 ( attēls 7).
Pastāv divi kodola uzbūves modeļi - piliena un orbitālais. Saskaņā ar piliena modeli atoma kodols tiek pielīdzināts ļoti blīva, nesaspiežama, pozitīvi lādēta šķidruma pilienam, kuram virsmas spraiguma spēki tiecas piešķirt sfērisku formu, kādai piemīt vismazākā virsma. Kodolā darbojas divēji spēki - nuklonu pievilkšanās un vienādi lādēto protonu atgrūšanās. Palielinoties protonu skaitam, atgrūšanās strauji pieaug, bet to mīkstina neitronu ietekme, kuri it kā izpilda kodola cementa lomu. Pilienu modelis labi izskaidro vieglo kodolu stabilitāti, kuriem protonu skaits ir vienāds ar neitronu skaitu, kā arī smago kodolu dalīšanos.
Attēls 8. Elektronu mākoņa blīvuma sadalījums ap hēlija atomu.


Pamatotāks šķiet orbitālais modelis, saskaņā ar kuru protoni un neitroni izvietojas ap kādu centru apvalku (čaulu) veidā apmēram tā, kā elektroni atomā. Ir aizpildītas un neaizpildītas čaulas, kodoli ar aizpildītām čaulām ir stabilāki. Protoni un neitroni aizpilda orbītas neatkarīgi cits no cita. Protonu un neitronu skaitu, kas atbilst aizpildītām kodola čaulām, sauc par maģiskajiem skaitļiem. Empīriski noskaidrots, ka kodoli ar maģiskiem prhēlija atoma kodoluotonu - 2, 8, 10, 14, 20, (28), (40), 50, 58, 82 - un neitronu - 2, 8, 10, 10, 14, 20, (28), (40), 50, (64), 70, 82, 126 - skaitļiem ir visstabilākie un izplatītākie. Iekavās - pagaidām šaubīgie maģiskie skaitļi. Pēc maģiskajiem skaitļiem var izdarīt dažus secinājumus par vēl jaunu ķīmisko elementu atklāšanas un sintēzes iespējām.
1967. gadā Dubnā (Piemaskavā) tika sintezēti pirmie 105. elementa nilsborija (Ns) kodoli, bombardējot 95. elementu amerīciju (Am) ar neona (Nr.10) kodoliem. Palielinoties kodola lādiņam, transurāna elementu pussabrukšanas periods strauji samazinās, nilsborijam tas ir tikai dažas sekundes. Varētu likties, ka to elementu pussabrukšanas periodiem, kuri atrodas aiz 105. elementa, jābūt vēl mazākiem, un periodiskajai sistēmai ap 106.-108. elementu jāapraujas. Taču paaugstināta stabilitāte varētu būt dažiem supersmagiem elementiem ar noslēgtām nuklonu čaulām, piemēram, kodoliem ar protonu maģiskajiem skaitļiem 114 un 126 un neitronu maģisko skaitli 184: 298114E un 310126E , kuru pussabruk�anas periods varētu būt 106-107 gadu. Tādēļ loģiski šķiet šo elementu sintēzes iespēju pētījumi, kā arī meklējumi dabā.

Attēls 9. Atoma tilpuma atkarība no atomnumura un elementu vietas periodiskajā sistēmā
Attēls 10. s-orbitāles elektronu mākoņa blīvums
5. ATMOSFĒRA

Atmosfēra ir Zemes gāzveida apvalks, tā kosmiskās telpas daļa, kura rotē kā vienots vesels kopā ar Zemi. Atmosfēras masu vērtē ar skaitli 5,15.1015 t, 80 % no šī daudzuma ir koncentrēta slānī līdz 16 km, bet augstāk par 100 km atrodas tikai viena simtmiljonā daļa atmosfēras vielas. Gaisa blīvums pie Zemes virsmas ir 1,2928, bet 10 km augstumā 0,4127 kg/m3.
      Atmosfēra ir viena no ārējā Zemes apvalka trim sastāvdaļām (atmosfēra, hidrosfēra un Zemes garoza). Visās šajās trīs sastāvdaļās var pastāvēt dzīvība, kuras izplatības zonu apzīmē par biosfēru. Atmosfēra sastāv no vielām gāzveida stāvoklī (O2, N2), hidrosfēra sastāv no ūdens un tajā izšķīdušām vielām. Litosfēra pēc savas uzbūves ir heterogēna un sarežģīta.
      Kopumā atmosfēras masa, salīdzinot ar citām Zemes sfērām (hidrosfēra, litosfēra) ir relatīvi niecīga (4. tabula), toties atmosfēru raksturo īpaši intensīvi vielu un enerģijas aprites procesi (vielu apmaiņas procesi) un, salīdzinot ar pārējām Zemes sfērām, tā ir viena no dinamiskākajām.
      Zemes attīstības laikā atmosfēras sastāvs ir nemitīgi mainījies un pašreizējā momentā tas atspoguļo zināmu dinamiskā līdzsvara stāvokli, ko veido ģeoķīmiskie, dzīvajā dabā noritošie procesi un cilvēka darbība. Vienlaikus atmosfēra tās pašreizējā veidā ir ilgas evolūcijas produkts. Sākotnējā atmosfēra, Zemei izveidojoties, sastāvēja no metāna, amonjaka, ūdens tvaikiem un ūdeņraža. Šī atmosfēra neaizkavēja no kosmiskās telpas nākošo elektromagnētisko starojumu, pat ar visai īsu viļņa garumu, un tā iedarbojās reducējoši. Tāpēc pirmie dzīvie organismi attīstījās ūdens vidē, kas kalpoja kā filtrs elektromagnētiskajam starojumam ar īsāku viļņa garumu. Atmosfēras sastāva izmaiņas ietekmēja fotosintezējošo organismu attīstība, kuri spēj saistīt ogļskābo gāzi un ūdeni, veidojot ogļūdeņražus un skābekli. Vienlaikus, pieaugot skābekļa koncentrācijai gaisā, izveidojās tā saucamais Zemes ozona slānis un atmosfēras sastāvs, kāds pastāv mūsdienās. Atmosfēras evolūcija iezīmējās arī ar ūdeņraža koncentrācijas pazemināšanos, tam saistoties ķīmiskos savienojumos, kā arī, izkliedējoties kosmiskajā telpā.
CO2 + H2O + hn ® {CH2O}n + O2

      Līdz ar to fotosintēze un dzīvo organismu attīstība uzskatāma par galveno faktoru kopumu, kas nosaka atmosfēras sastāvu mūsdienās.

Augšējā atmosfēras robeža ir visai nenoteikta, dažas optiskās un elektriskās parādības liecina par atmosfēras pazīmēm vēl 1100 km augstumā. Īstas vienprātības nav arī par to, ko uzskatīt par atmosfēras apakšējo robežu, dažiem tā ir Zemes virsma, citi pieskaita arī Zemes dzīļu gāzveida komponentus (pazemes atmosfēru), tādā gadījumā atmosfēras apakšējā robeža varētu būt 60-100 km zem Zemes virsmas, dziļāk lielo spiedienu dēļ gāzes brīvā veidā vairs nepastāv, bet ir magmas kausējumos.
Gāzu daudzumu attiecība pa ģeosfērām ir - atmosfēra : (litosfēra+hidrosfēra) : augšējā mantija= 1 : 2 : 80. Precīzākie dati ir par atmosfēru, par litosfēru tie ir visai aptuveni. Pieņemts, ka granīti un bazalti satur 0,28 m3 gāzu uz 1 t ieža, augšējā mantija 3 % (pēc gāzu satura lavās), mantijas gāzu sastāvs pieņemts analoģisks vidējam vulkānisko gāzu sastāvam.


Attēls 52. Zemes ģeosfēras
Neskatoties uz nelielo masu (0,00009 % no Zemes masas, 0,044 % no Zemes garozas masas, 0,6 % no hidrosfēras masas) atmosfēras ģeoķīmiskā loma ir milzīga, tās atomi atrodas pastāvīgā materiālā apmaiņā ar lito-, bio- un hidrosfēru, aktīvi līdzdarbojas daudzos migrācijas procesos, atmosfēra ir nepieciešams dzīvības priekšnoteikums, savukārt dzīvības procesi ļoti būtiski iespaido tās sastāvu, atmosfērai ir liela loma Zemes siltuma bilances veidošanā.
Pēc ķīmiskā sastāva atmosfērā izdala divas daļas (attēls 52) - homosfēru (apakšējo atmosfēru) līdz 90-100 km augstumam ar gandrīz nemainīgu gaisa pastāvīgo komponentu sastāvu un heterosfēru (augšējo atmosfēru), kurā ķīmiskais sastāvs ir neviendabīgs, un to būtiski iespaido fotoķīmiskās reakcijas. Tomēr plašāk pieņemts ir atmosfēras iedalījums vairākās sfērās pēc vertikālā temperatūru sadalījuma:
      · troposfēra - polārajos rajonos 7-8, tropiskajos līdz 17-18 km augstumam - 80% no atmosfēras masas
      · stratosfēra - līdz 80 km - 20% no atmosfēras masas
      · termosfēra (jonosfēra) - līdz 500 km,
      · metasfēra - > 500 km, tās sastāvā eksosfēra - >1000 km.
      Maksimālā temperatūra (1000 un > K) ir uz jonosfēras un eksosfēras robežas, bet tā ir t.s. kinētiskā temperatūra, kas raksturo daļiņu paātrinājumu. Lielajā retinājumā daļiņu ir maz, un to sadursmes ar kinētiskās enerģijas pāreju siltuma enerģijā notiek reti. Atmosfēras spiediena izmaiņas atkarībā no attāluma līdz Zemes virsmai var aprakstīt ar vienādojumu:
kur: p - spiediens;
      g - brīvās krišanas paātrinājums;
      z - attālums līdz Zemes virsmai.
      Atmosfēras sastāvā ietilpstošo gāzu fizikālās īpašības apraksta, izmantojot likumsakarības, kas izstrādātas ideālām gāzēm.
          pVM = RT
kur:
          p - gāzu spiediens; VM - gāzes mola tilpums;
          T- temperatūra; R - gāzu universālkonstante
      Atmosfēras spiedienu p augstumā h apraksta ar tā saucamo barometrisko formulu:
              ph = p0e-Mgh/RT
kur:
          p0 - gāzu spiediens pie jūras līmeņa;
          h - augstums;
          M- gaisa vidējā molmasa (29.97 g/mol troposfērā);
      Atmosfēras komponentu koncentrāciju izmaiņas atkarībā no novērojuma punkta augstuma var izteikt ar sekojošu formulu:
              nh = no e -Mgh/RT
kur:
          M - molmasa;
          no - koncentrācija pie h=0 (jūras līmenī).
      Atmosfērā noritošo procesu raksturošanai plaši izmanto jēdzienu - "viendabīgas atmosfēras augstums h* ".

kur: k- Bolcmaņa konstante (1.38 ´ 10 -23 J/K)
      Acīmredzami katrai gāzei, kas ietilpst gaisa sastāvā, ir savs viendabīgas atmosfēras augstums.

5.1. Atmosfēras ķīmiskais sastāvs


Atmosfēras sastāva pētījumiem ir sarežģīta un interesanta vēsture. Domu par to, ka gaiss sastāv no vairākām sastāvdaļām, jau 15.gs. izteica Leonardo da Vinči. Antuāns Lavuazjē kā pirmais eksperimentāli konstatēja, ka gaiss sastāv no divām atšķirīgām gāzēm - inertā slāpekļa un degšanu veicinošā skābekļa attiecībā 3:1. 19.gs. sākumā Žozefs Luijs Gei-Lisaks nonāca līdz secinājumam par atmosfēras sastāva nemainīgumu dažādos reģionos, kas gan pilnībā tika pierādīts tikai 150 gadus vēlāk pēc pētījumiem virs agrāk mazpazīstamās Antarktīdas, kad galīgi apstiprinājās priekšstati par to, ka gaisa pastāvīgā un intensīvā sajaukšanās uztur pastāvīgu atmosfēras sastāvu visos planētas nostūros.
1892. g. Džons Viljams Relejs pievērsa uzmanību tam, ka no reaģentiem iegūtais slāpeklis ir vieglāks par gaisa slāpekli, un atklāja, ka gaisā bez slāpekļa ir vēl viens inerts elements argons. Nedaudz vēlāk (1895.-1898.g) Viljams Remzijs, spektrāli pētot šķidra gaisa iztvaicēšanas atlikumu, tajā atrada vēl 4 citas inertās gāzes - hēliju, neonu, kriptonu un ksenonu. Hēlijs pirms tam bija konstatēts Saules atmosfērā.
Tagad zināms, ka 99,99 % sausa gaisa veido slāpeklis, skābeklis, argons un ogļskābā gāze, pārējo daļu sastāda He, Ne, Kr, Xe un Rn. Atmosfērā ir arī sīkas dažādas izcelsmes koloidālas daļiņas un putekļi no vulkānu izvirdumiem, industriālajiem dūmiem, atomsprādzieniem u.c., kā arī ūdens sķidrā, cietā un gāzveida stāvoklī. Atmosfēru var uzskatīt par koloidālu sistēmu, par aerosolu, kurā dispersijas vide ir gaiss, bet dispersajā fāzē ir cietās daļiņas un ūdens pilieniņi. Par atmosfēras koloidālo dabu liecina daudzas optiskās īpašības - zilganā debess nokrāsa, izplūdušās gaismas avotu kontūras tumsā u.c.

      Attēls 53. Putekļu un aerosolu veidošanās degot naftas produktiem

      Atkarībā no atrašanās ilguma atmosfērā tās komponentus iedala pastāvīgajos un mainīgajos (4. tabula), kas tomēr ir visai nosacīti, jo ģeoloģiskā laika izpratnē visi tās komponenti ir mainīgi. Var droši apgalvot, ka atmosfērā sastopamas visas gāzveida vielas, kas veidojas uz Zemes un ir stabilas attiecīgajos fizikāli-ķīmiskajos apstākļos.
Pastāvīgi atmosfērā ir arī organiskas izcelsmes putekļi, pat dzīvi mikroorganismi - baktērijas, pelējuma sēnītes, kuru ir vairāk pie pašas Zemes virsmas. Tā, Parīzes ielās ņemtā paraugā 1 m3 gaisa konstatēts 11000 baktēriju un 2000 sēnīšu, bet tādā pašā tilpumā uz Monblana tikai 4-11 baktērijas.
Pastāvīgs atmosfēras komponents ir ūdens tvaiki, kuru saturs variē robežās no 4-5 tilpuma % karstā, mitrā klimatā līdz procenta simtdaļām stiprā salā. Atkarībā no temperatūras ūdens atmosfērā sastopams kā gāzveida, tā arī šķidrā un cietā stāvoklī. Starp atmosfēru un Zemes virsmu notiek pastāvīga ūdens aprite.
Nozīmīgs atmosfēras pastāvīgais komponents ir ogļskābā gāze, kas nonāk atmosfērā no pazemes gāzu strūklām, vulkāniem, augsnes, hidrosfēras u.c. Lokāla, bet ļoti būtiska CO2 koncentrāciju paaugstināšanās novērojama pie lieliem apdzīvotiem centriem, rūpniecības uzņēmumiem, vulkāniem. Gadā kā kurināmo sadedzina ~ 5.109 t no dzīlēm iegūta C, šis skaitlis sasniedza maksimumu 1979.g., kopš šā laika nedaudz samazinoties, jo pēc naftas krīzes sāka ieviest enerģiju taupošas tehnoloģijas. Rodas 2.1010 t CO2 - ~ 1% no satura atmosfērā. Tomēr faktiskais ikgadējais CO2 satura pieaugums atmosfērā ir ievērojami mazāks, jo galvenā ogļskābās gāzes masa tiek iesaistīta Pasaules okeāna ģeoķīmiskajās apritēs. Ir aprēķināts, ka, CO2 saturam atmosfērā dubultojoties, vidējā Zemes virsmas temperatūra paaugstinātos par 2-3o, tomēr šāds CO2 pieaugums nez vai ir iespējams, jo, palielinoties CO2 koncentrācijai, palielinātos arī tās asimilācija Pasaules okeānā, kā arī aktivizētos fotosintēze, kas to pārvestu augu organiskajā vielā. Ogļskābā gāze atrodas pastāvīgā apritē, no atmosfēras tā tiek izvadīta vairākos ceļos: tā izšķīst jūru, okeānu, kontinentālo ūdenstilpju ūdeņos, to patērē augi, tā izgulsnējas karbonātu minerālos. Galvenais CO2 līmeņa regulators ir Pasaules okeāns.
Bez brīvā slāpekļa atmosfērā, galvenokārt tās zemākajos slāņos ir arī slāpekļa savienojumi, pārsvarā amonjaks, oksīdi un nitrāti. Tie veidojas no brīvā slāpekļa dažādos veidos: sadaloties atmirušajiem organismiem, cilvēka saimnieciskās darbības rezultātā, elektriskā izlādē mitrā gaisā: N2 + 2H2O ® NH4NO2.
Kā jau atzīmēts, homosfērā gaisa ķīmiskais sastāvs visumā ir viendabīgs, būtiska tā neviendabība sākas heterosfērā galvenokārt fotoķīmisko procesu rezultātā. Tomēr zināms fotoķīmisko procesu iespaids ir manāms jau stratosfēras apakšējā daļā 10-50 km intervālā ar maksimumu ap 20 km, kur veidojas daudz ozona molekulu: skābekļa molekulas absorbē ultravioleto staru kvantus, nonākot ierosinātā stāvoklī, tās sadursmē ar neierosinātu molekulu notiek reakcija O* + O2 ® O3. Maksimālās ozona koncentrācijas ir 20-25 (reizēm 10-15) km augstumā, bet augstāk par 55 km ozons nav fiksēts. Pēc A.Vinogradova datiem pie 1 atm. spiediena visa atmosfēras ozona masa būtu koncentrēta nepilnu cm biezā slānītī. Visplānākais ozona slānis ir ekvatoriālajā joslā (<0,2 cm), visbiezākais - ap 65. platuma grādu. Novērotas arī noteiktas sezonālas izmaiņas - ziemeļu puslodē maksimālie daudzumi ir pavasarī, bet minimālie rudenī. Domājams, ka ozona sadalījumu bez fotoķīmiskajām reakcijām nosaka arī citi faktori, iespējams lielo gaisa plūsmu sezonālā daba. Ozons ļoti spēcīgi absorbē ultravioleto starojumu ar viļņu garumu 200-300 nm, visu no Saules saņemto ultravioleto staru daudzumu spēj dzēst dažus milimetrus bieza ozona kārtiņa. Ozonam absorbējot ultravioleto starojumu, radiācijas enerģija pāriet gāzes molekulu siltuma enerģijā, līdz ar to troposfēras augšējā daļā paaugstinās temperatūra.
Manāma O2 molekulu fotodisociācija ar neatgriezenisku pāreju atomārā skābeklī sākas 40-50 km augstumā, bet virs 150 km jau viss skābeklis ir tikai atomārā stāvoklī. Molekulārā slāpekļa disociācija sākas lielākā, apmēram 200 km augstumā. Šeit iespējama arī NO veidošanās, kā arī difūza gāzu separēšanās ar vieglākajiem komponentiem (H2, He) augšdaļā.
90-130 - 400-600 km augstumā polārajos apgabalos novērojamas ziemeļ- un dienvidblāzmas. Pēc spektroskopisko pētījumu datiem šo blāzmu spīdēšanu izsauc atomāro skābekļa un slāpekļa luminescence. 100-400 km augstumā Saules elektromagnētiskā un korpuskulārā starojuma ietekmē norisinās izteikti gāzu jonizācijas procesi, kā arī veidojas vairāki īsmūžīgi radioaktīvi izotopi, kuri daļēji nonāk atmosfēras zemākajos slāņos un iesaistās biosfēras ģeoķīmiskajā apritē.
Piemēram, 14C reaģē ar skābekli, un izveidojas ar to bagātināta ogļskābā gāze, kura iesaistās parastajā apritē, tai skaitā fotosintēzē. Izmantojot 14C absolūtā vecuma datējumos, pieņem, ka tā veidošanās intensitāte jonosfērā ir pastāvīga, kas gan gluži tā nav, arī radioaktīvā oglekļa veidošanos iespaido Saules aktivitātes periodiskums. Paši augšējie atmosfēras slāņi virs 700 km satur praktiski tikai hēliju un ūdeņradi, kuri lēni izkliedējas (disipē) kosmiskajā telpā. Tāpēc hēlija saturs atmosfērā ir ievērojami zemāks nekā tam vajadzētu būt, ievērojot radiogēno izcelsmi. Zeme, iespējams, nenotur arī samērā vieglo neonu. Uz Saules neona ir gandrīz tikpat daudz kā skābekļa, bet Zemes atmosfērā neona saturs ir niecīgs, tas neatbilst parastajām elementu sadalījuma likumsakarībām (neliels pāra atomnumurs). Ar automātisku ierīču palīdzību ir noskaidrota relatīvā He un Ne daudzuma palielināšanās, bet Ar samazināšanās tendence atmosfēras augšējos slāņos. Augšējās atmosfēras ūdeņradis, savukārt, veidojas no ūdens, kurš 30-50 km augstumā ultravioletā starojuma iespaidā sadalās par ūdeņradi un skābekli. Šā procesa rezultātā samazinās Zemes ūdens daudzums, bet pieaug skābekļa daudzums atmosfērā. Ir aprēķināts, ka kosmosā katru sekundi aizplūst apmēram 1 kg ūdeņraža (sadalās 9 kg ūdens). Šādā ceļā Pasaules okeāna ūdens krājumi izsīktu 5000 miljardos gadu.


5.2. ZEMES OZONA SLĀNIS UN ĶĪMISKIE PROCESI STRATOSFĒRĀ
      Ozona veidošanās un sabrukšanas procesi ir viens no galvenajiem faktoriem, kas nosaka no Saules krītošā ultravioletā starojuma sorbciju. Ozons (O3) ir viena no skābekļa alotropajām formām. Ozons ir gāze, kuras kušanas temperatūra ir -930, viršanas temperatūra -1120 C un relatīvais blīvums attiecībā pret gaisu 1,6. Ozonu atklāja 1840. gadā, pētot ūdens elektrolīzes procesu. Laboratorijā ozonu var iegūt, apstrādājot sausu skābekļa plūsmu elektriskās izlādes laukā ( ~10 000 V).
            3O2 ® 2 O3
      Ozona daudzums Zemes atmosfērā ir 3.3 ´ 109 t. Ozona slānis (tā biezums normālos apstākļos ir 2,5 mm vai 250 Dobsona vienību) pasargā biosfēru no Saules starojuma spektra ultravioletās daļas. Bez tam inversijas slānis, kas veidojas stratosfērā ozona eksotermiskās sadalīšanās rezultātā, pasargā Zemes virsmu no atdzišanas.


      Attēls 54. Ozona daudzuma stratosfērā koncentrācijas mērvienības – Dobsona vienības jēdziens

      Galvenā ozona masa atrodas stratosfērā. Ja Zemes virsmas tuvumā un troposfērā ozona koncentrācija ir 0 - 10-4 %, tad stratosfērā tā ir līdz 100 reižu augstāka. Tomēr arī stratosfērā ozona koncentrācija ir niecīga, jo arī šajā atmosfēras zonā gaiss pamatā sastāv no slāpekļa (78 %), skābekļa (21 %) un argona (~ 1 %), bet ozona koncentrācija ir ap 0.001 %. Ozona slāņa profils ir stipri atkarīgs no ģeogrāfiskā platuma, gadalaika, Saules aktivitātes un citiem faktoriem. Maksimālais ozona slāņa biezums ir 18 - 25 km augstumā, kaut gan tas var mainīties un atrasties pat 10 - 30 km robežās (attēls 55).
      Ozona molekulas veidojas šādu procesu rezultātā:
      1) UV starojuma rezultātā O2 molekula pāriet ierosinātā stāvoklī:
            O2 + hn ® O2*
      2) ierosinātās molekulas disociācija atomos:
            O2* ® O + O
      3) ozona molekulu sintēze:
            O2 + O ® O3
            O2* + O2 ® O3 + O
      Ozona veidošanās notiek, iedarbojoties starojumam ar viļņa garumu, kas atbilst enerģijai 5 -6 eV.
      Ozona molekulas disociācijai nepieciešama enerģija 1 eV.
            O3 O2 + O
      Ir arī citi ozona molekulas disociācijas ceļi, kuros disociācija saistīta vai nu ar ierosinātu molekulu, vai atomārā skābekļa veidošanos:
            O + O3 ® 2 O2*
            O2* + O3 ® 2O2 + O

Attēls 55. Ozona koncentrācijas atmosfērā virs Antarktīdas izmaiņas profils
      Katru dienu atmosfērā veidojas un sabrūk 3.5 ´ 108 kg ozona, un ozona slāni degradējošas vielas var ietekmēt līdzsvara stāvoklī noritošos ozona veidošanās un degradācijas procesus.
      Ozona koncentrāciju atmosfērā atkarībā no augstuma apraksta vienādojums
      [O3] = [O2 ]3/2 [(j2 /2j1 ) (t2/t1 ) KS1/2]
kur:
      t2 - kvantu skaits (l = 242 nm), kuri mijiedarbojas ar vienu O2 molekulu sekundē;
      t1 - kvantu skaits (1150 nm), kuri mijiedarbojas ar vienu O3 molekulu sekundē;
      j1, j2 - O2 un O3 fotodisociācijas reakciju kvantu iznākums;
      K - fotodisociācijas procesa ātruma konstante;
      S = ([O2 ] + r [N2] / [N2 ])
kur:
      r - N2 molekulas relatīvā efektivitāte ierosinātā stāvokļa dzēšanas reakcijās trīskāršo sadursmju rezultātā.
      Ozona slāņa pusatjaunošanās periodu t1/2, t.i., laiku, kāds nepieciešams, lai atjaunotos tā līdzsvara koncentrācija stratosfērā, var aprēķināt pēc vienādojuma:
      t1/2 = [2 kS [O2] / (j1 j2 t1 t2 )] 1/2
Attēls 56. Ozona cauruma veidošanās virs Antarktīdas

      30 km augstumā ozona līdzsvara koncentrācija atjaunojas stundas laikā, 10 km augstumā - 1 mēneša laikā, bet ozona slāņa maksimuma augstumā ozona koncentrācijas pilnai atjaunošanai nepieciešams gads.
      Ozona koncentrāciju būtiski ietekmē tā pārnese gaisa masu kustības rezultātā un dabiskie sezonālie un citi procesi.
      Būtiska loma ozona slāņa sabrukšanas procesos ir atmosfēras antropogēnajam piesārņojumam. Dabiskie atmosfēras ozona sabrukšanas procesi ietver reakcijas ar skābekļa atomu līdzdalību (Čepmena vai skābekļa cikls). Bet, iesaistoties ozona fotodisociācijas procesos citiem elementiem, notiek vesela rinda katalītisku procesu, kuru rezultātā ozona destrukcijas ātrums pieaug.

Slāpekļa cikls
            NO + O3 ® NO2 + O2
            O + NO2 ® NO + O2
            O + O3 ® 2O2
Ūdeņraža cikls
            OH. + O3 ® HO.2 + O2
            O + HO.2 ® OH. + O2
            O + O3 ® 2O2
Hlora cikls
            Cl. + O3 ® ClO. + O2
            O + ClO. ® Cl. + O2
            O + O3 ® 2O2
      Dažādu katalītisko procesu intensitāte ir atkarīga no attāluma līdz Zemes virsmai. Virs 35 km augstuma nozīmīgu lomu sāk spēlēt hlora cikls, zem 35 km - slāpekļa cikls. Bez šiem procesiem arī CO2, CH4 u.c. vielu koncentrācijas pieaugums būtiski ietekmē ozona sabrukšanas dinamiku. Ozona molekulas degradāciju izsauc arī atmosfērā nonākošie putekļi un aerosoli.
      Attēlā 57 parādīti nozīmīgākie ķīmiskie procesi un pārvērtības stratosfērā, kuras norit ar ozona līdzdalību. Kā redzams, tad no troposfēras stratosfērā nokļūst dažādi antropogēnas izcelsmes savienojumi. Ultravioletā starojuma iedarbības rezultātā tie sadalās, veidojot brīvus radikāļus (NO., Cl. , ClO. u.c.). Šie brīvie radikāļi var pārvērsties stabilākos "rezerves" savienojumos (HNO3, ClONO2), kuri var disociēt, veidojot radikāļus UV starojuma iedarbībā. Šie "rezerves" savienojumi var arī atgriezties troposfērā. Tomēr galvenā reaģētspējīgo daļiņu loma ir to spēja pārvērst ozonu par skābekli.


Attēls 57. Ķīmiskie procesi stratosfērā
      Intensīvās saimnieciskās darbības rezultātā atmosfērā nokļūstošo vielu daudzums ir kļuvis samērojams ar dabisko procesu rezultātā izdalīto vielu daudzumiem. Tā dabisko vulkānisko procesu rezultātā stratosfērā gadā nokļūst no 10 000 līdz 100 000 t hlora savienojumu, kas ir salīdzināms daudzums ar to hlororganisko un citu hlora savienojumu masu, kas nokļūst stratosfērā cilvēka darbības rezultātā.
Par ekoloģiski īpaši bīstamu tiek uzskatīts gaisa vides piesārņojums ar halogēnogļūdeņražiem, kas tiek ražoti relatīvi lielos daudzumos.
      Pieņem, ka ozona slāņa biezuma samazināšanās vispirms var ietekmēt dzīvības procesus uz Zemes. Ozona slāņa izzušanas rezultātā pieaugs elektromagnētiskā starojuma ar īsāku viļņa garumu ("cietāks" ultravioletais starojums) intensitāte. Atkarībā no bioloģiskās iedarbības UV starojumu iedala trīs starojuma intervālos atkarībā no viļņa garuma: UV-C (viļņa garums l<290 nm); UV-B (l = 290-320 nm) un UV-A (l = 320-400 nm). UV-A, UV-B starojums normāli sastopams troposfērā un to aiztur, piemēram, loga stikls. UV-C starojums normāli tiek aizturēts stratosfērā.
5.3. VIELU ĶĪMISKĀS PĀRVĒRTĪBAS TROPOSFĒRĀ
      Troposfēra ir zemākais atmosfēras slānis, kas tieši saskaras ar Zemes virsmu. Tieši troposfērā noritošie procesi nosaka tā gaisa kvalitāti, kuru mēs elpojam, lietus ūdens tīrību un fotosintēzes procesu augos. Atmosfēras pamatsastāvs pamatvilcienos zināms jau kopš 19. gadsimta, tomēr daudzu mikropiemaisījumu izpēte turpinās vēl patlaban. Kaut arī atmosfēras mikrokomponentu daudzums bieži vien ir niecīgs, to nozīme ir nepārvērtējama. Viena tipa savienojumi ir toksiski un negatīvi ietekmē dzīvo organismu attīstību, citi ietekmē Zemes virsmas siltuma bilanci, vēl citi - ūdens tvaiku kondensācijas procesus atmosfērā utt. Visi �ie savienojumi iesaistās dažādos ķīmiskos procesos.
      Troposfēras nozīme ģeoķīmiskajos procesos ir ļoti daudzpusīga. Piemēram, troposfēra ir uzskatāma par vienu no oksidatīvo procesu galvenajiem avotiem, jo lielākā daļa gāzveidīgo vielu, kuras ģeoloģisko un bioloģisko procesu rezultātā nokļūst atmosfērā, ir vai nu to reducētās formās, vai arī zemākajā valences stāvoklī (H2S, NH3, CH4, NO utt.) Tajā pašā laikā savienojumi, kas no atmosfēras nokļūst zemē, ir augstākajā valences stāvoklī (H2, SO4, SO42-, HNO3, CO2 ).
      Oksidēšanās troposfērā notiek sekojošu procesu rezultātā:
      1) oksidēšanās gāzes fāzē;
      2) vielu izšķīšana ūdens mikropilēs un sekojoša oksidēšanās ūdens šķīdumā;
      3) vielu sorbcija uz cietu daļiņu virsmas (putekļi) un oksidēšanās uz cietās fāzes virsmas.
      Nepieciešams atzīmēt, ka tiešas oksidēšanās ar gaisa skābekli loma ir pārsteidzoši niecīga. Skābekļa molekulas troposfērā reti ir oksidēšanās procesu iniciatores.
      Pēdējā laikā veiktie pētījumi pārliecinoši pierāda, ka oksidēšanās procesi atmosfērā notiek ar brīvo radikāļu starpniecību. Tā kā brīvo radikāļu ārējā elektronu orbitālē ir pa vienam nesapārotam elektronam, tie ir spēcīgi oksidētāji. Brīvā radikāļa stāvoklī var atrasties dažādas molekulas, tomēr lielākā nozīme ir hidroksilradikāļiem.
      Hidroksilradikāļi var atmosfērā veidoties dažādu procesu rezultātā. Stratosfēras augšējos slāņos iespējama tieša ūdens tvaiku fotodisociācija:
            H2O ® HO. + H
      Tomēr atmosfēras zemākajos slāņos šis process praktiski nenotiek, jo tajos nonākošā starojuma enerģija ir pārāk niecīga.
      Troposfērā hidroksilradikāļu veidošanās procesi norit ar atomārā skābekļa atoma starpniecību, kas veidojas sekojošās reakcijās:
            O2 ® O* + O l < 175 nm
            O3 ® O2 + O l < 310 nm
            N2O ® N2 + O. l < 340 nm
            NO2 ® NO + O. l < 294 nm
      Šajos procesos radītais singletskābekļa atoms, reaģējot ar H2O, CH4, H2, u.c. atmosfēras komponentiem, veido hidroksilradikāli.
            O. + H2O ® 2 HO.
            O. + CH4 ® CH3. + .OH
            O. + H2 ® H. + .OH

Hidroksilradikālis veidojas troposfērā arī citu reakciju rezultātā:
            HNO2 ® NO + OH. l < 340 nm
            HNO3 ® NO2 + OH. l < 335 nm
            H2O2 ® 2 OH. l < 300 nm
            CO + OH. ® CO2 + H
            CH4 + OH. ® CH3 . + H2O
      Hidroksilradikāļu reaģētspēja ir ļoti augsta un, galvenokārt, tie iesaistās reakcijās ar atmosfēras sastāvdaļām, kuru koncentrācijas ir augstākas - CO, CH4, NO.
            H + O2 ® HO2.
            O3 + OH. ® HO2. + O2
            H2O2 + OH . ® HO2. + H2O
            NO + OH. ® NOOH
      Ar hidroksilradikāļu vai atomārā ūdeņraža starpniecību norit hidroperoksīdradikāļa veidošanās.
            HO2. + NO ® NO2 + OH.
            HO2. + O3 ® 2O2 + OH.
            HO2. + OH. ® H2O + O2
            HO2. + HO2. ® H2O2 + O2

      Hidroksil- un hidroperoksīdradikāļu augstā reaģētspēja ir galvenais faktors, kas nosaka daudzu piesārņojošo vielu tālākās pārvērtības procesus atmosfērā.
      Metāna un tā homologu oksidatīvās destrukcijas procesi atmosfērā galvenokārt notiek pēc brīvo radikāļu mehānisma. Tiek uzskatīts, ka reakciju iniciē alkāna reakcija ar hidroksilradikāļiem, kurā veidojas attiecīgais alkilradikālis.
            R-CH3 + OH. ® R-CH2. + H2O
      Šo reakciju ātrums krasi pieaug, palielinoties oglekļa atomu skaitam ogļūdeņradī.
5.4. SĒRA SAVIENOJUMI ATMOSFĒRĀ
        Sēra un slāpekļa savienojumu nozīmīgākais avots atmosfērā mūsdienās ir saimnieciskā darbība. 1976. gadā cilvēka saimnieciskās darbības rezultātā atmosfērā nokļuva ap 65% no kopējā atmosfērā nokļuvušā sēra savienojumu daudzuma, pie kam 90% no tā veidoja sēra dioksīds.
        Sērs uzskatāms par uz Zemes izplatītu elementu: tā vidējā koncentrācija Zemē ir 1.8-2.9 %, Zemes garozā- 260 mg/kg, bet atmosfērā tikai 0.6 mg/m3. Tātad lielākā daļa sēra savienojumu atrodas litosfērā un hidrosfērā. Sēra savienojumu nokļūšana vidē ir ievērojami pieaugusi kopš intensīvas cilvēka saimnieciskās darbības uzsākšanas un vispirms tā saistāma ar rūpnieciskās revolūcijas uzsākšanos. Galvenie procesi, kuru rezultātā sēra savienojumi tiek izdalīti no litosfēras, ir rūdu ieguve (daudzi metāli atrodas sulfīdu un sulfātu rūdu veidā), kurināmā (ogles, nafta, kūdra) sadedzināšana un minerālmēslu ražošana.
        Dabiskie sēra savienojumu avoti ir iztvaikošana no ūdenskrātuvēm (veidojas kālija, nātrija sulfātus saturoši aerosoli), vulkāniskā darbība, mežu ugunsgrēki. Dabisko sēra emisijas bioloģisko avotu darbības rezultātā atmosfērā visvairāk nokļūst sērūdeņradis un sulfāti. Sērūdeņraža dzīves laiks atmosfērā ir tikai dažas stundas. Turpretī SO2 un sulfāti saglabājas visai ilgi un ar gaisa masām var tikt pārnesti lielos attālumos.
        SO2 un sulfātu saturs troposfērā atkarīgs no vietas ģeogrāfiskā platuma. SO2 satura maksimums novērojams Ziemeļu puslodes platuma grādos, un tā avots ir Eiropas un Ziemeļamerikas industriālais piesārņojums (9. tabula.). Sulfātu satura maksimumu atmosfērā acīmredzot nosaka paaugstinātais SO2 saturs Ziemeļu puslodes rajonā, kā arī SO2 un H2S fotoķīmisko pārvēršanās procesu intensitātes pieaugums ekvatoriālajos rajonos.
        Reāli eksistējošās sēra savienojumu koncentrācijas atmosfēras gaisā Eiropā gandrīz nešaubīgi atkarīgas no piesārņojuma avotu tuvuma. Nepiesārņotākajos Eiropas apvidos (12% no teritorijas) raksturīgas SO2 un SO4-2 koncentrācijas 0,35 un 0,1 mg/m3 attiecīgi (pārrēķinot uz elementāro sēru). Maz piesārņotā vidē SO2 koncentrācija ir 3,5 - 4 mg/m3, bet SO4-2 koncentrācija ir 1.0 - 1,7 mg/m3.
        Stipri piesārņotos apvidos SO2 koncentrācija gaisā var sasniegt 50 mg/m3, bet SO4-2 - 30 mg/m3. Pieaugot attālumam līdz Zemes virsmai, SO2 koncentrācija strauji pazeminās, taču pieaug SO4-2/SO2 satura attiecības. Tā cēlonis ir oksidatīvo procesu lielā intensitāte troposfērā. Šos procesus iniciē brīvie radikāļi, pirmkārt, hidroksilradikālis. Tā troposfērā sērūdeņradis oksidējas līdz sēra dioksīdam pēc sekojošas shēmas:
              H2S + OH. ® H2O + HS.
              HS. + O2 ® OH. + SO.
              SO. + HO2.® SO2 + OH.
        Šo procesu rezultātā ģenerētais SO2, kā arī SO2, kas atmosfērā nokļūst dažādu antropogēno procesu rezultātā, oksidējas tālāk. Oksidēšanās process notiek divējādi:
        1) SO2 ierosināta stāvokļa veidošanās ozona ciklā UV starojuma iedarbības rezultātā:
              SO2 + hn ® SO2*290 < l < 400 nm
              SO2* + O2 ® SO3 + O
              SO3 + H2O ® H2SO4
        2) Procesi, kurus iniciē atomārais skābeklis vai brīvie radikāļi:
              SO2 + O ® SO3
        Galvenais antropogēnais sēra dioksīda avots ir fosilā kurināmā sadedzināšana. Jebkura veida fosilajā kurināmajā sērs ietilpst vai nu kā sērorganiski savienojumi, vai arī mazākā mērā kā elementārs sērs.
              S + O2 ® SO2
        Nozīmīga loma ir arī sēra dioksīda veidošanās reakcijai, oksidējoties pirītā esošajam sēram
              4FeS2 + 11O2 ® 8SO2 + 2Fe2O3
              SO2 + OH. ® HSO3.
              HSO3. + HO2. ® SO3 + OH.
              SO2 + HO2. ® SO3 + OH.
              SO2 + CH3O. ® SO3 + CH3.
        Vidējais SO2 dzīves laiks atmosfērā ir 5 diennaktis un to paātrina slāpekļa oksīdu, aerosolu, ogļūdeņražu klātbūtne.


    Attēls 58. Sēra dioksīda oksidēšanās reakciju secība atmosfērā
        Sēra trioksīds - SO3 viegli reaģē ar atmosfērā esošajiem ūdens tvaikiem, veidojot sērskābes šķīdumu.
              SO3 + H2O ® H2SO4
        Tā kā atmosfērā nokļūst arī bāziska rakstura vielas - metālu oksīdi, karbonāti, amonija joni, amonjaks, tad notiek arī reakcijas, kuru rezultātā izveidojas attiecīgo metālu vai amonija sāļi.
              SO2 + MgO ® MgSO3
              SO3 + CaO ® CaSO4
              SO3 + 2NH3 + H2 O ® (NH4)2SO4
        Metālu sulfīti tālāk oksidējas par sulfātiem. Bez tam SO2 oksidēšanās troposfērā notiek arī šķidrā fāzē, respektīvi, SO2 izšķīstot ūdenī - ūdens pilēs; t.i., oksidēšanās procesā piedalās nevis SO2, bet gan sērpaskābe H2SO3 vai hidrogēnsulfīti HSO3-. Arī oksidēšanās procesi šķidrā fāzē norit ar aktīvu brīvo radikāļu līdzdalību. Ja oksidēšanās procesi norit šķidrajā fāzē, tad to rezultātā izveidojas īpaši stabili aerosoli. SO2 un to oksidēšanās produktu transformācija ir savstarpēji saistīta.
        Sēra dioksīda oksidēšanās rezultātā izveidojušies savienojumi izkrīt gan lietus un sniega veidā (mitrie nosēdumi), gan arī kā putekļi (sausie nosēdumi). Nozīmīga daļa no sulfātjonus saturošām vielām izkrīt tieši putekļu daļiņu veidā. 


    3.6. PLANĒTU UZBŪVE UN ĶĪMISKAIS SASTĀVS

    Kad Saule bija izaugusi pietiekoši liela un "aizdegās", tad intensīvā starojuma iedarbībā vieglās gāzes no tās tuvākās apkārtnes tika "aizdzītas" uz miglāja perifēriju, kur no tām veidojās planētas-giganti, kamēr Saulei tuvākās Zemes tipa planētas veidojās galvenokārt no cietām putekļu daļiņām.
    Par planētu ķīmisko sastāvu tiešu liecību ir maz, jo uz to virsmas nav apstākļu atomu spektru ierosināšanai - planētas ir auksti ķermeņi. Par to sastāvu var spriest galvenokārt pēc netiešiem datiem. Planētu masas ir aplēstas pēc debess mehānikas likumiem, pēc masas un lieluma ir noteikts vidējais blīvums. Jau sen ir konstatēts, ka pēc masas, blīvuma un līdz ar to arī pēc sastāva Saules sistēmas planētas ir iedalāmas divās krasi atšķirīgās grupās (1. tabula):
        1) iekšējās (Zemes tipa) planētas ar lielu vidējo blīvumu;
    2) ārējās planētas ar nelielu vidējo blīvumu.

    Attēls 34. Saules sistēmas planētas

    Radiācijas virsmas temperatūra; Zemes radiācijas virsma atrodas troposfēras augšējā daļā
    ** x0 - atmosfēras noturētspēja, attiecība starp 2. kosmisko ātrumu un gāzu termisko ātrumu
    Iekšējās planētas
    Iekšējo planētu dažādā blīvuma galvenais iemesls ir to ķīmiskā sastāva atšķirības: blīvākās planētas satur vairāk metāliskās dzelzs, bet mazāk blīvās - mazāk, Saulei tuvākās (Merkurs) - relatīvi vairāk, tālākās (Marss) - mazāk (6. attēls, 2. tabula). Pieņemot, ka līdzīgi Zemei arī pārējo iekšējo planētu kodolus veido metāliska fāze, nav grūti aprēķināt šo kodolu izmērus:
    Merkuram - 0,8 no planētas radiusa,
    Venerai - 0,53,
    Zemei - 0,55,
    Marsam - 0,4.
    Merkurs - Saulei tuvākā liela blīvuma bezatmosfēras planēta. Tiešu datu par virsmas materiāla sastāvu nav. Pēc teleuzņēmumu datiem Merkura virsma ir ļoti līdzīga Mēness virsmai ar neskaitāmiem krāteriem, ielejām, grēdām. Redzamās gaismas atstarošanās koeficienti ir zemi, kas liecina par virsmas materiāla tumšo krāsu. Domājams, Merkura virsmu klāj mēnesveidīga grunts, kas satur samērā daudz stikla fāzes, dominējošais minerāls varētu būt meteorītu triecienu iespaidā daļēji apkusis piroksens.
    Attēls 35. Merkurs

    Attēls 36. Merkura virsma


    Merkurs rotē ļoti lēni, tāpēc apgaismotās un neapgaismotās puses temperatūras ir ļoti atšķirīgas - pret Sauli pavērstajā pusē temperatūra sasniedz 625 K, bet tumšajā, neapspīdētajā pusē tā ir 10-20 K. Ja Merkuram būtu atmosfēra, tad šādos apstākļos aukstajā pusē vairums gāzu sasaltu, bet karstajā aizplūstu Visuma telpā. Tomēr iespējams, ka Merkuram ir neliela, nepastāvīga argona atmosfēra, kas veidojas 40K sabrukšanas rezultātā.

    Venera - pēc izmēriem, masas un vidējā blīvuma tuva Zemei, ir bieza un silta atmosfēra, kurā dominē (96,5 %) ogļskābā gāze, ir arī slāpeklis (~3 %), skābeklis (0,4 %), ūdens tvaiki, SO2, CO, pat formaldehīds, virsmas temperatūra 747±20 K, spiediens 20 atm. Visticamākais CO2 avots ir augstajās temperatūrās noritošās karbonātu sadalīšanās reakcijas pēc shēmas: CaCO3 + SiO2 ® CaSiO3 + CO2. Slāpekļa avots ir vulkāniskas izcelsmes NH4Cl: NH4Cl + CO2® (NH4)2 CO3 ® NH3 ® N2.
    Skābeklis, domājams, rodas, sadaloties ūdens molekulām Saules radiācijas iespaidā. Otrs šādas sadalīšanās komponents H2 izkliedējas kosmiskajā telpā, par ko liecina Veneras ūdeņraža vainags. Rezultātā Venera zaudē savu ūdens krājumu un lēnām izžūst. Lielais atmosfēras CO2 daudzums rada spēcīgu siltumnīcas efektu, augstas virsmas temperatūras, pie kurām viss virsmas ūdens ir gāzveida stāvoklī. Par Veneras virsmas iežiem sākotnēji sprieda pēc automātiskās starpplanētu stacijas "Venera" gamma radioaktivitātes mērījumiem, vēlāk citu staciju nogādātie instrumenti ir veikuši Veneras vielas rentgenfluorescences analīzes, pēc kurām Veneras virsmas ieži ir tuvi gabro-bazaltiem, kosmiskā kuģa "Vega" nosēšanās vietā konstatēts paaaugstināts sēra saturs, iespējams, vulkāniskas izcelsmes.

    Attēls 37. Venēra

    Zeme - lielākā no iekšējām planētām ar vislielāko vidējo blīvumu. No pārējām planētām atšķiras ar slāpekļa-skābekļa atmosfēru, kas nenoliedzami ir dzīvības producēta. Ar analītiskām metodēm ir izzināts tikai augšējo Zemes sfēru (Zemes garoza, hidro- un atmosfēra) sastāvs, kuras kopā sastāda mazāk par 1% no Zemes masas. Par dziļāko sfēru sastāvu un vielas stāvokli var spriest pēc Zemes fizikālajiem parametriem un ģeofizikas datiem. Zemes vidējais blīvums ir 5,517±0,04 g/cm3, vidējais Zemes garozas blīvums ~2,65 g/cm3. Jau tas vien norāda, ka planētas iekšienē ir blīvu, smagu masu sakopojumi. Zemes magnētiskais lauks, savukārt, liecina, ka daļa šo masu ir metāliskā stāvoklī.
    Marss - no Saules vistālākā iekšējā planēta ar vismazāko blīvumu. Ir retināta atmosfēra, kas tomēr netraucē tieši novērot virsmu. Ir arī vairāku kosmisko aparātu dati. Lielākā daļa planētas virsmas ir oranža, ko varētu izsaukt smalkgraudaini, ar dzelzs oksīdu plēvītēm klāti silikātiežu sairšanas produkti. Pēc "Viking" sērijas automātiskās starpplanētu stacijas pārrraidītajiem rentgenfluorescentās spektroskopijas datiem Marsa grunts atbilst bāziskiem iežiem un to dēdēšanas produktiem - ar dzelzi bagātiem māliem, iespējama arī hlorīdu un karbonātu klātbūtne. Galvenais atmosfēras komponents ir CO2, niecīgos daudzumos ir skābeklis, galvenokārt kā reakcijas 2CO2 ® 2CO + O2 produkts, ir arī ūdens, vairāk uz planētas virsmas cietā agregātstāvoklī, mazāk atmosfērā, jo Marss ir auksta planēta, uz ekvatora vidējā temperatūra ir -24oC.

    Attēls 39. Marsa uzbūve


    Attēls 38. Marss
    Ūdens un skābekļa klātbūtne bija pamats uzskatam par dzīvības, visdrīzāk augu valsts, iespējamību uz Marsa, ko gan būtiski iespaidotu gigantiskās smilšu vētras, kurās daļiņu ātrums sasniedz 150 km/sek. Šādu vētru no 100 km augstuma ir nofotografējusi viena no Mariner tipa automātiskajām stacijām. Ar teleuzņēmumiem ir pierādīts Marsa aktīvais vulkānisms ar gāzu mākoņiem virs krāteriem. Marsa polārās cepures sastāv no ledus un cietas ogļskābās gāzes, teleuzņēmumi liecina par šo cepuru sezonālu palielināšanos un samazināšanos.


    Attēls 40. Venēra uz Mēness fona

    Mēness - neviens no Zemes iežiem nav pētīts tik rūpīgi un ar tik modernu metožu kompleksu kā Mēness iežu paraugi. Kopīgā uz Zemes nogādāto Mēness iežu paraugu masa pārsniedz 400 kg. Mēness virsmā izdalās gaiši apgabali - augstienes un kalnu grēdas (apmēram 85 % no virsmas) un tumši apgabali, t.s. jūras. Augstienes sastāv galvenokārt no anortozītiem, jūras no bazaltiem, kuri gan no tipiskajiem Zemes bazaltiem atšķiras ar zemāku Fe un Ti saturu. Uz Mēness nav granītu slāņa, nav nogulumiežu un, protams, nav hidro- un atmosfēras. Pašu Mēness virsmu klāj irdena grunts - regolīts (gr. regos - pārklājs), kura sastāvā daudz stiklaina materiāla - meteorītu triecienu rezultāts. Regolītu augšējā kārtā atzīmētas visai augstas cēlgāzu (He, Ne, Ar) koncentrācijas, kas izskaidrojamas ar Saules vēja iedarbību, konstatēti arī 22Na un 26Al. Analizētajos Mēness iežu paraugos konstatēto minerālu skaits nav liels, dominē pirokseni, plagioklazi ar 75-95 % anortīta, ilmenīts, olivīns, SiO2 paveidi kristobalīts un tridimīts, K laukšpats, apatīts, biotīts, amfiboli, kalcīts. Sastapti arī Zemei netipiski minerāli - ar Mn bagāts piroksens, špineļi ar Cr un Ti, trankvilīts TiZrO4. Tādējādi Mēness ieži, salīdzinot ar līdzīgiem Zemes iežiem, satur vairāk Ti, Cr, Mn, Zr.
    Mēness bazaltu vecums ir 3,8-4,5 miljardi gadu, kas atbilst maksimālās magmatiskās aktivitātes laikam. Zemes garozā tik seni ieži sastapti ārkārtīgi reti. Paša Mēness kā patstāvīgi eksistējoša debess ķermeņa vecums (pēc Sr un Pb) ir tuvs 4,5 miljardiem gadu, kas sakrīt ar meteorītu vecumu. Pašlaik vislabāk pamatots ir uzskats par Mēness rašanos Zemes un kādas citas nelielas planētas sadursmes rezultātā, kas, iespējams, notikusi apmēram 50 miljonus gadu pēc Saules sistēmas izveidošanās. Šāda sadursme ļoti būtiski varēja ietekmēt arī Zemes termisko režīmu un sekmēt vielas diferenciāciju tās dzīlēs. Vidējais Mēness vielas blīvums ir 3,34 g/cm3, virsmas iežu blīvums nedaudz mazāks, kas liecina par zināmu, bet visai vāju, diferenciāciju.
    Elementu relatīvā izplatība Mēness iežos:
    >10% - O, Si, Fe
    1-10% - Ca, Mg, Al, Ti
    0,1-1% - S, Na, K, Cr, Mn
    0,01-0,1% - C, N, P, Cl, Sr, Y, Zr, Ba
    0,001-0,01% - F, Se. V, Co, Ni, Zn, Nb, La, Ce, Pr, Nd, Sm, Gd, Dy, Er, Yb, Hf
    0,0001-0,001% - Li, Be, B, Cu, Ga, Rb, Ge, Tb, Ho, Tm, Lu, Ta
    Ārējās planētas
    Salīdzinot ar iekšējām, tās ir gigantiski ķermeņi (izņemot Plutonu), bet ar nelielu blīvumu, kas liecina par ievērojamu gāzu lomu. Šo planētu uzbūvē var izdalīt vairākas sfēras (7. attēls):
    · ārējā, gāzveida, dominē molekulārs ūdeņradis, pakārtota loma hēlijam, metānam, amonjakam;
    · stipri saspiesta molekulāra ūdeņraža sfēra bez robežvirsmas ar ārējo sfēru;
    · metālisks ūdeņradis, lielajos spiedienos protoni un elektroni pastāv atsevišķi;
    · metālisks hēlijs;
    · dzelzs un silikātu kodols, augsto temperatūru dēļ (10000-30000o), domājams, šķidrs, pēc dažu speciālistu domām ciets.



    Attēls 41. Saules sistēmas planētu uzbūve



    Attēls 42. Jupitera mākoņi



    Attēls 43. Jupiters

    Jupiters - pēc masas 318 x lielāks par Zemi, pēc diametra 11 x, ja būtu vēl ~ 10 x lielāks, tad dzīļu temperatūra būtu piemērota kodolu sintēzes procesiem. Virsmas temperatūra ~ -130oC (140 K). Ir spēcīgs magnētiskais lauks. Ārējā gāzveida sfēra (atmosfēra?) sastāda 2 % no Jupitera radiusa, satur 77 % H un 20 % He, pārējais amonjaks un metāns. Dziļāk viela paliek blīvāka, zināmā mērā līdzinoties šķidrumam (attālumi starp molekulām ir tuvi pašu molekulu izmēriem), bet bez robežvirsmas ar atmosfēru; šī sfēra aizņem 22 % no planētas radiusa, bet apmēram pusi no tā - metālizētā ūdeņraža sfēra, kura rada spēcīgo planētas magnētisko lauku. Dzelzs-silikātu kodols aizņem 1/4 daļu no Jupitera radiusa, tā temperatūra sasniedz 25000 K, spiediens 5 milj.MPa. Daži speciālisti turpretī uzskata, ka Jupiteram dzelzs-silikātu kodola vispār nav. Jupiters uzskatāms par kaut ko vidēju starp pundurzvaigznīti un Zemes tipa planētām.


    Attēls 44. Saturs un Saturna gredzeni

    Saturns - vienīgā planēta, kuras blīvums ir mazāks par 1 g/cm3. Pēc masas 95 x, pēc diametra 9,4 x lielāks par Zemi. Redzamā virsma ir ārējā gāzveida slānī peldoša mākoņu sega ar temperatūru ~ -190oC (80 K). Atmosfēru veido galvenokārt H un He (~10 %), konstatēti arī metāns, etāns, acetilēns; tās biezums ~ 1000 km. Dziļāko sfēru biezumu attiecības ir līdzīgas Jupiteram, kodola temperatūra ~ 20000o. Ir magnētiskais lauks, bet vājāks nekā Jupiteram. Slavenos Saturna gredzenus veido ledus un akmeņi līdz 10 m diametrā.


    Urāns un Neptūns tiek dēvēti arī par planētām-dvīņiem, abas ir gandrīz vienāda lieluma un blīvuma. Abu planētu centrā temperatūra ir ~ 12000o, uz virsmas Urānam -215oC (55 K), Neptūnam - -225oC (45 K). Atmosfērā apmēram puse ir ūdeņradis, apmēram 20 % metāns, ne mazāk par 5 % amonjaks, pārējais hēlijs, etāns, acetilēns. Abu planētu redzamā virsma ir peldoša mākoņu sega.


    Attēls 45. Urāns



    Attēls 46. Neptūna mākoņu sega

    Plutonu sauc arī par mīklu planētu, mazāks par Zemi, tā diametrs ir 2500 km, masa 500 x mazāka par Zemes masu. Virsmas temperatūra -230oC (40 K). Atmosfērā dominē metāns, iespējams, ka virsmu klāj metāna ledus, tās temperatūra tuva absolūtajai nullei. Diennakts garums atbilst 6,3 Zemes diennaktīm, gada 248 Zemes gadiem. Ir izteikts viedoklis, ka Plutons savulaik ir bijis Neptūna pavadonis.



    Attēls 47. Plutons

    Katram ķīmiskajam savienojumam ir savs noteikts kritiskais spiediens un temperatūra, kurus pārsniedzot, nav fizikālas starpības starp šķidrumu un gāzi, nav šo fāžu robežvirsmas. No tā izriet, ka nevienai no Saules sistēmas planētām nevar būt ne šķidra hēlija, ne ūdeņraža okeāna, jo to kritiskās temperatūras ir attiecīgi 5 un 33 K, bet visu planētu virsmas temperatūras ir augstākas. Šis pats iemesls izslēdz arī metāna un amonjaka okeānu pastāvēšanu. 

    Elektronu čaulas. Pēc elektronu čaulu uzbūves un aizpildījuma izdala 6 dažādas elementu klases.
        1. Inertās gāzes. Simetrisks 8 elektronu ārējās čaulas aizpildījums. Tās veido s- vai p- elektroni. Ķīmiski inerti elementi, visos agregātstāvokļos pastāv kā atsevišķi atomi, gandrīz neveido ķīmiskus savienojumus.


    Attēls 11. p-elementa elektronu mākoņa blīvums

    2. Stipri elektropozitīvi metāli (samērā viegli atdod elektronus). Atomi, kuriem ir par 1-3 elektroniem vairāk nekā cēlgāzu konfigurācijai. Ietilpst I un II grupa, vairums III grupas elementu (Al, Sc, Y, La, Ac). Šo elemenu ķīmiju un ģeoķīmiju gandrīz pilnīgi nosaka to katjoni.



    Attēls 12. d-elementa elektronu mākoņa blīvums

    3. Nemetāli - elementi, kuriem līdz cēlgāzes konfigurācijai pietrūkst 1-4 elektroni. Vairums veido anjonus: F, Cl, Br, J, At, O, S, Se, Te, N, P, As, C, Si. Interesants šīs klases elements ir ogleklis, kuram bez spējas atdot elektronus (CO2) piemīt arī spēja trūkstošos elektronus pievienot (CH4). Oglekļa oksidēšanās - reducēšanās reakcijām ir liela nozīme dzīvības procesos. C analogam 3. periodā vajadzētu būt Si, kuram gan dabā, izņemot retus, ekstremālus apstākļus, nav raksturīga tieksme pievienot elektronus. Ir izteikta doma, ka kaut kur Visumā varētu pastāvēt dzīvības formas uz Si bāzes. Vēl citi uzskata, ka tādas būtu iespējamas arī uz N bāzes. Dabiskos apstākļos lielas atšķirības šajā klasē ir arī starp O un S, pēdējam savienojums ar ūdeņradi (H2S) ir ievērojami mazāk stabils nekā H2O. Sērs, atšķirībā no skābekļa, spēj veidot katjontipa (S6+ sulfātos) savienojumus.
    4. Pārejas metāli - elementi ar neaizpildītu d- slāni. Ķīmiskajās saitēs izmanto priekšpēdējās čaulas d- elektronus. No parastajiem elektropozitīvajiem metāliem atšķiras ar mainīgu vērtību, viegli veido kompleksus jonus, neitrālas molekulas ar kovalento saiti. Ietilpst 3 elementu rindas:
    Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni
    Zr, Nb, Mo, Tc, Ru, Rh, Pd
    Hf, Ta, W, Re, Os, Ir, Pt
    5. Lantanoīdi, aktinoīdi. 14 elementu aiz lantāna un elementi aiz aktīnija, veido savienojumus, kur atomiem ir neaizpildīti d- un f- slāņi. Visi lantanoīdi, 14 elementi (57-71) no La līdz Lu veido 3-vērtīgus katjonus, ķīmiski zināma radniecība ar Y un Sc. Lantāns atkārto skandija un itrija atomu uzbūvi ar 3 valences elektroniem. Arī pārējiem lantanoīdiem ir 3 ārējie valences elektroni, pārējie aizpilda zemākos līmeņus. Pašā lantanoīdu plejādē ir zināma 8 elementu periodiskuma imitācija. Astotais lantanoīds ir gadolīnijs (Gd), kas nosacīti ieņem cēlgāzes (neona, argona) vietu. Pirms gadolīnija novērojama valences pazemināšanās -divvērtīgie eiropijs un samārijs (Eu, Sm), gadolīnijam sekojošā terbija valence var būt par 1 vienību lielāka (ir oksīds Tb4O7). Lantanoīdu elektronu čaulu uzbūves līdzība nosaka to kopīgo atrašanos dabā, kā arī lielas grūtības to tehnoloģiskā sadalīšanā. Lantanoīdu rindā ir vēl viena interesanta īpatnība - elementiem, kuri ir vienādi attālināti no gadolīnija, ir vienāda sāļu krāsa (attēls 13).





    Attēls 13. Lantanoīdu sāļu krāsas

    6. Blakus apakšgrupu metāli. Priekšpēdējā čaulā 18 elektroni, ārējā 1-3 elektroni. 18 - elektronu konfigurāciju reizēm sauc par inerto gāzu čaulas pseidokonfigurāciju. Cu, Ag, Au, Zn, Hg, Ga, In, Tl. Var būt dažāda valence, jo saites veidošanā piedalās arī d- slāņa elektroni. Tā Cu, piemēram, var būt +1 vērtīgs, kā arī +2 vērtīgs ar 17 elektronu čaulu. Šīs grupas elementiem piemīt zināma tieksme veidot tīrradņus (Cu, Ag, Au).

    2.2. ĶĪMISKO ELEMENTU IZCELŠANĀS (Lielais Sprādziens)
        Viss ir sācies ar grandiozu eksploziju, t.s. Lielo Sprādzienu (LS). LS koncepcijas pirmsākumi meklējami pirms apm. 80 gadiem, kad A.Einšteins pamatoja relativitātes teoriju. Neilgi pēc tam ASV astronoms E.Habls atklāja, ka tālo galaktiku starojuma spektrāllīnijas ir sistemātiski nobīdītas uz spektra sarkano galu, no kā secināja, ka galaktikas mums novērojamajā Visuma daļā (Metagalaktikā) attālinās un ka pirms 10-20 miljardiem gadu visa Metagalaktikas matērija ir bijusi sakoncentrēta neiedomājami mazā tilpumā (punktā), kas eksplodējis, sadaloties neskaitāmās šķembās, kuras aizlidojušas Visuma telpā un vēl arvien turpina attālināties - turpinās Metagalaktikas izplešanās.
        Tātad saskaņā ar pašlaik valdošo kosmogonisko modeli 10-20 miljardu gadu senā pagātnē telpā, kura, domājams ir bijusi daudz mazāka par jebkuru zināmo elementārdaļiņu un kuru fiziķi nosacīti sauc par punktu (izmēri 0 cm), ir koncetrēta neaptverami milzīga enerģija. Matērijas blīvums šajā punktā ir pārsniedzis 1093g/cm3 (Planka blīvums - vislielākais fizikai pazīstamais blīvums). Kaut kādu pagaidām neizzinātu faktoru dēļ šis “punkts” eksplodē, matērija sāk izplesties.
        Laika intervālu no sprādziena brīža līdz 300000 gadiem sauc par plazmas periodu, kurā no Visuma tālākās eksistences viedokļa īpaši nozīmīgas ir dažas pirmās minūtes, kad norisinājušies Visuma vieliskā komponenta veidošanās pamatprocesi. Samazinoties temperatūrai un palielinoties tilpumam, radās labvēlīgi apstākļi sarežģītāku, bet stabilāku elementārdaļiņu sintēzei. Jau pēc 10-6 sek matērija pamatā sastāvēja no protoniem, neitroniem, elektroniem, un norisinājās neitronu un protonu savstarpējas pārvēršanās procesi. Ja, pastāvot augstai temperatūrai, protoni un neitroni radās aptuveni vienādā daudzumā, tad, temperatūrai pazeminoties, to attiecības mainījās, 10-6 sek perioda beigās plazmas temperatūra bija ~ 1013 K, kas atbilst protona mieramasai, un protoni bija 85, bet neitroni 15 %. 1 sek periodā temperatūra pazeminājās līdz 1010 K, kas atbilst elektrona mieramasai, bet 15 min periodā līdz 3.108 K, kas jau atļāva pastāvēt vienkāršiem saliktajiem (protonu-neitronu) kodoliem. Viela šajā laikā sastāvēja no 42He kodoliem (20-30 % no kopējā daudzuma), nedaudz 21H un 32He kodolu, vēl nedaudz 63Li un 74Be kodolu. Neizreaģējuši, brīvi bija palikuši apmēram 70-75 % protonu, kas, piesaistot brīvos elektronus, izveidoja ūdeņradi 11H. Tālāk sintēze turpināties vairs nevarēja, jo vielas temperarūra un blīvums jau bija par maziem. Turpmākais elementu sintēzes process varēja notikt tikai zvaigznēs. Visu plazmas periodu Visuma matērijā liela loma bija karsta starojuma kvantiem, kuri ļoti enerģiski iedarbojās uz pirmatnējo vielu, lai gan kodolu līmenī to vairs izmainīt nespēja. Plazmas perioda beigās starojums atdalījās no vielas, un varēja izveidoties neitrāli atomi. No vielas atdalījies starojums kā t.s. Visuma reliktstarojums pastāv vēl arvien, tā intensitāte atbilst 3 K silta absolūti melna ķermeņa starojumam.


        Attēls 14. Visuma reliktstarojuma fons

        Jau plazmas periodā, pieaugot Metagalaktikas izmēriem, sāka izpausties izplešanās neviendabīgums, un radās pirmatnējie matērijas sabiezējumi. Apmēram pēc 4 miljardiem gadu iedegās pirmās zvaigznes - no ūdeņraža un hēlija sastāvoši kosmiskās vielas sabiezējumi, kas pašgravitācijas iespaidā sarāvās, izdalītā gravitācijas enerģija pārvērtās siltumā, un, pieaugot zvaigznes dzīlēs temperatūrai un spiedienam, pamazām radās kodolsintēzes reakcijām labvēlīgi apstākļi.
        Ja zvaigznes masa ir pietiekami liela, pirmie tās kodolā izdeg protoni, pārvēršoties hēlija kodolos (a daļiņās), kuriem degot, savukārt, veidojas oglekļa kodoli, no tiem skābekļa u.t.t., līdz Fe kodoliem. Kodolreakciju ātrums un zvaigžņu mūza ilgums ir atkarīgi no zvaigznes masas - jo tā lielāka, jo mūžs ir īsāks. Lielas zvaigznes savu pastāvēšanu bieži beidz ar grandiozu eksploziju, izmetot starpzvaigžņu vidē kā tās mierīgās degšanas laikā sintezētos elementus, tā arī eksplozijas gaitā jaunradušos, ieskaitot tehnēciju. Tādā veidā ir izveidojušies visi dabā sastopamo ķīmisko elementu stabilie izotopi - visas vieliskās pasaules pamats. Supernovu (pārnovu) eksploziju triecienvilnis sajauc un saspiež starpzvaigžņu vidē izkliedēto vielu, radot jaunus tās sabiezējumus un ierosinot jaunu zvaigžņu veidošanos. Šo jauno zvaigžņu degšana noris straujāk, jo to smagie elementi darbojas par kodolsintēzes katalizatoriem. Mūsu Saule arī ir šāda otrās paaudzes zvaigzne. No apkārtējā, zvaigznē neiesaistītā gāzes un putekļu mākoņa ar laiku var izveidoties sabiezinājumu diski, no kuriem kondensējas planētas.
        Kā turpināsies Metagalaktikas evolūcija? Pastāv vairāki varianti. Viens no tiem prognozē, ka pēc daudziem miljardiem gadu Metagalaktika sasniegs savus maksimālos izmērus un sāksies pretējs process - saraušanās, nepārtraukti pieaugot temperatūrai un blīvumam, apgrieztā secībā norisināsies vielas atgriešanās superblīvā stāvoklī, lai pēc tam sāktos jauns attīstības cikls, Metagalaktika it kā pulsēs ar daudzmiljardu gadu periodu. Pēc cita, t.s. atvērtās pasaules varianta Metagalaktikas izplešanās turpināsies mūžīgi. Izsmēlušas kodoldegvielas resursus nodzisīs gan pašreizējās, gan vēl nedzimušās zvaigznes, Metagalaktikas zvaigžņu ēra beigsies, tas varētu notikt pēc apmēram 1014 gadiem - pēc 10000 reižu ilgāka laika nekā pagājis kopš Lielā Sprādziena. Tomēr iespējama arī Visuma attīstība pēc mūsdienu fizikai pagaidām vēl pilnīgi nezināmām likumsakarībām. 
    4.3. Zemes radioaktivitāte

    Zemes garozā pašlaik zināmi ap 20 ilgmūžīgi (238U, 235U, 232Th, 40K, 130Te, 180W, 124Sn u.c.) un 34 īsmūžīgi radioaktīvi izotopi, kuru pussabrukšanas periodi ir dažas dienas vai pat tikai sekundes (daži Ac un Po izotopi u.c.). Radioaktīvo procesu sekas ir Zemes ķīmiskā sastāva izmaiņas, pēc V.Vernadska mūsdienu Zeme ķīmiskā ziņā vairs nav tāda, kāda tā bija pirms 2 miljardiem gadu. Ir aprēķināts, ka radioaktīvie procesi ikgadus kodolu līmenī tā vai citādi iespaido līdz 10 miljoniem tonnu Zemes vielas.
    Zemes radioaktīvie elementi iedalāmi primāros, kurus Zeme ir ieguvusi jau savā tapšanas laikā, un sekundāros, kuri rodas kosmisko staru iespaidā atmosfēras augšējos slāņos un daļēji nonāk uz Zemes. Radioaktīvie elementi ir sastopami dažādos iežos, maksimālās to koncentrācijas ir granitoīdos, bet minimālās ultrabāziskajos iežos. Domājams, radioaktīvie elementi ir koncentrēti galvenokārt Zemes garozā, ievērojami mazāk to ir mantijā, bet gandrīz nav kodolā. Ja visā Zemes tilpumā to saturs būtu tāds pats kā garozā, tad Zemes temperatūra būtu ievērojami augstāka, tā būtu izkusušā stāvoklī.
    Radioaktīvajā sabrukšanā alfa, beta un gamma starojuma kinētiskā enerģija pāriet siltuma enerģijā. Pašlaik maksimālo enerģijas devumu dod 238U un 232 Th, seko 235U un 40K, kopīgais producētā radiogēnā siltuma daudzums ir pietiekošs, lai veidotos magmas, pastāvētu vulkānisms, noritētu tektoniskie procesi. Tālā pagātnē Zemes radioaktivitāte bija 4-5 x augstāka. Pirms 3-4,5 miljardiem gadu galvenie Zemes radiogēnā siltuma avoti bija 40K, 235U, kuru daudzums laika gaitā ir ievērojami sarucis (attēls), zināmu daudzumu enerģijas agrāk ir producējuši tagad izmiruši īsmūžīgi izotopi, piemēram, 244Pu, 247Cm, 129J, 10Be, 26Al.

    4.4. Zemes vecums

    Elementu izotopu pētījumi ļauj atrisināt jautājumu par Zemes vecumu, šiem nolūkiem izmantojamas vairākas metodes, set visplašāk lieto t.s. "svina metodi". Ir 4 stabili Pb izotopi ar atommasām 204, 206, 207 un 208. Primārais svina izotops ir 204Pb, 3 pārējie ir radiogēni - urāna un torija sabrukšanas produkti, to saturs svina minerālos ir mainīgs. Jo agrāk šie minerāli ir atdalīti no U un Th avota, jo mazāk radiogēno izotopu satur. Ir izsekots šo izotopu un neradiogēnā 204Pb attiecību izmaiņas galveno tektoniski magmatisko ciklu veidojumos un konstatēts, ka no arhaja līdz alpīnā cikla veidojumiem 206,207,208Pb saturs ir pieaudzis vidēji par 4 %.
    Zeme nevar būt jaunāka par visvecākajiem iežiem, kādi sastopami prekembrija vairogu rajonos (Grenlande, Dienvidamerika, Antarktīda, Ukraina). Vislielākais vecums - 4 miljardi gadu - konstatēts cirkonam no Gviānas kristāliskā pamatklintāja amfibolītiem (Dienvidamerikā), tātad Zeme noteikti ir vecāka par 4 miljardiem gadu. Maksimālais Zemes vecums toties nevar būt lielāks par smago radioaktīvo kodolu vecumu, jo uz Zemes tādi nesintezējas, tikai sabrūk. Ja pieņem, ka viss 207Pb un206Pb Zemes garozas un Mēness iežos, kā arī meteorītos ir radies 235U un 238U sabrukšanas rezultātā, tad var aprēķināt šo urāna izotopu vecumu, kas ir iespējamā Zemes vecuma augšējā robeža. Pēc dažādo augšminēto objektu analīzēm smagie urāna kodoli ir veidojušies pirms 5-6 miljardiem gadu. 6 miljardi gadi iegūti, izejot no pieņēmuma, ka sākotnējā 235U un 238U attiecība bija 1:1, tomēr, kā zināms, pāru atomskaitļu izotopi ir izplatītāki par nepāru skaitļu izotopiem, tāpēc pareizāks šķiet pieņēmums, ka 235U:238U attiecība ir bijusi mazāka, domājams, 0,5, tad attiecīgais vecums ir 5,1 miljards gadu.
    Līdz ar to var pieņemt, ka Zemes viela pirms 5,1 miljarda gadu atradās tādos termodinamiskos apstākļos, kad bija iespējama dabiska smago radioaktīvo kodolu sintēze, kas Zemes apstākļos nav iespējams. Tātad Zemes patiesais vecums ir intervālā starp 4 un 5,1 miljardiem gadu. Tā precizēšanai ir izmantotas Pb radiogēno izotopu variācijas dažāda vecuma iežos, un pēc datu matemātiskās apstrādes iegūts skaitlis 4526 miljoni gadu. Jāatzīmē, ka šis skaitlis ir ļoti tuvs akmens meteorītu vecumam pēc radiogēnā svina datējumiem (4,5-4,6 miljardi gadu).

    4.5.Zemes ķīmiskā sastāva veidošanās

    Zemes vielas pirmsākumi saistāmi ar zvaigznes stadiju, kad noritēja ķīmisko elementu sintēze un sekojoša karsta diskveida gāzu (plazmas) miglāja veidošanās, kuram atdziestot, notika gāzu kondensācija ar molekulu, ķīmisku savienojumu un metālisku fāžu rašanos. Cietās putekļu daļiņas, domājams, veidojās ķīmiski aktīvo komponentu oksidēšanās ceļā un sastāvēja no metāliskās dzelzs, oksīdiem, silikātiem. Topošās planētas šāda sastāva vielu saņēma jau “gatavā veidā” no noteiktas protoplanētu gāzu-putekļu miglāja daļas. Tādējādi Zemes ķīmiskais sastāvs ir veidojies vēl pirms pašas planētas rašanās.
    Saskaņā ar kosmoķīmijas un termodinamikas atziņām planētu ķīmiskā sastāva veidošanās ir noritējusi divos etapos. Pirmajā etapā norisinājās gāzu diska atdzišana un vielas kondensācija, kuru, iespējams, iespaidoja kādas netālas supernovas uzsprāgšana. Šādā sprādzienā varēja rasties arī Saules sistēmas radioaktīvie izotopi. Izveidojās ķīmiski neviendabīgs gāzu-putekļu miglājs, jo dažādā attālumā no Saules temperatūras un līdz ar to kondensācijas apstākļi bija atšķirīgi. Otrajā etapā kondensētās daļiņas (putekļi) savācās atsevišķos sabiezējumos - protoplanētās. Saulei tuvākās planētas veidojās galvenokārt no augsttemperatūru kondensācijas produktiem, ieskaitot metālisko dzelzi. Saules vēja iespaidā ievērojama daļa gāzu-putekļu diska vieglāko komponentu tika aizdzīti uz sistēmas perifēriju, kur no tiem veidojās gigantiskās ārējās planētas, kas sastāv galvenokārt no gāzēm. Radiogēno izotopu pētījumi meteorītos liecina, ka laika intervāls starp kodolu sintēzi un planētu veidošanās procesa sākumu nav bijis ilgs, ne vairāk par 200 miljoniem gadu.
    Sākotnējā Zeme maz līdzinājās pašreizējai, bet visā tās pastāvēšanas gaitā pamatu ir veidojuši un veido samērā smagi elementi: C, O, Na, Mg, Al, Si, S , K, Ca, Ti, Mn, Fe, Ni atšķirībā no pārējā kosmosa, kur dominē H un He. Var teikt, ka mēs dzīvojam ūdeņraža-hēlija Visumā, kur smagāki elementi ir rets piemaisījums, bet tieši tajā ietilpst planētu sistēmas.
    Primārais Zemes un citu iekšējo planētu materiāls bija tuvs ogļainajiem hondrītiem, tomēr Zemes materiālā, salīdzinot ar tiem, novērojams zināms daudzu elementu, it īpaši U, Cs, C, N, Zn, Cd, Hg, In, Te, Pb, Bi, Br, J, kā arī cēlgāzu deficīts, vairums šo elementu veido gaistošus savienojumus. Var domāt, ka iekšējo planētu un meteorītu materiāls ir radies divu galveno Saules gāzu frakciju kondensācijas ceļā (3. tabula): augsttemperatūru (2000-1300 K) bez gaistošajiem komponentiem un zemtemperatūru (1300-200 K), kurā saglabāta ievērojama daļa gaistošo komponentu. Saulei tuvākās planētas sastāv no kondensāta augsttemperatūru frakcijas, bet asteroīdu gredzenā starp Marsa un Jupitera orbītām, no kurienes nākuši meteorīti, lielāka loma bija zemtemperatūru frakcijai ar augstāku gaistošo komponentu saturu. Gāzu diska perifērijā atdzišana un kondensācija notika ļoti strauji, bez kaut cik būtiskas vielas frakcionēšanās, saglabājot kā galvenos komponentus gāzes ar dominējošu ūdeņraža lomu.
    Meteorītos dominējošiem minerāliem atbilstošie savienojumi kondensējušies secībā metāliskā dzelzs -metāliskais niķelis - piroksens - olivīns - troilīts sākotnēji šķidru pilienu veidā, no kuriem atdziestot un kristalizējoties veidojās cietas lodveida daļiņas - hondras, kas ir sacietējuši Saules gāzes kondensācijas pilieni.
    Jautājumā par Zemes vielas primāro noslāņošanos metāliskā kodolā un silikātu mantijā pastāv divas dominējošas hipotēzes.


    Attēls 51. Zemes metāliskā kodola veidošanās shēma

    1. Zeme veidojusies kā ķīmiski viendabīga lode - metāliskas dzelzs un silikātu daļiņu maisījums. Drīz pēc izveidošanās sākās strauja Zemes radioaktīva sasilšana, ko izraisīja gan īsmūžīgo (244Pu, 247Cf u.c.), gan vēl tagad pastāvošo (235U, 238U, 232Th, 40K) izotopu radioaktīva sabrukšana, ar lokālu materiāla kušanu, degazāciju un vieglāko komponentu augšupejošu migrāciju. Pēc amerikāņu ģeofiziķa F.Bērča vērtējuma sākotnējās izkusušās masas radās 100-600 km dziļumā, tātad paaugstināta spiediena apstākļos. Atšķirībā no silikātiem metāliskās dzelzs kušanas temperatūru spiediens iespaido ievērojami mazākā mērā, tāpēc var pieļaut, ka vispirms sāka kust dzelzs materiāls. Ar laiku izkusušā slāņa biezuma arvien pieauga, tajā notika likvācija ar smagās dzelzs uzkrāšanos apakšējā daļā, līdz Mēness (tolaik atradās ievērojami tuvāk Zemei) izraisītās paisuma deformācijas varēja izraisīt paklājošā materiāla pārrāvumu un šķidrās dzelzs asimetrisku pārplūdi uz Zemes centrālo daļu (attēls 51), izspiežot turienes vieglāko materiālu pretējā pusē uz augšu. Šāda gravitācijas diferenciācija deva arī ievērojamu papildus enerģiju, - 2500 J uz Zemes vielas gramu, kas vēl vairāk veicināja sasilšanu un tālāku ķīmisku diferenciāciju.
    Šāds kodola veidošanās mehānisms labi izskaidro kontinentālās un okeāniskās puslodes veidošanos. Dzelzs noplūdes vieta varēja atrasties pašreizējā Klusā okeāna vietā, bet tam pretējā pusē - silikātu materiāla pacelšanās vieta.
    2. Vielas noslāņošanās ar smagāko komponentu (dzelzs) uzkrāšanos centrālajā daļā ir notikusi jau pašā akrēcijas (planētas augšanas) gaitā, kas izriet no galveno Zemes komponentu kondensācijas secības (skat. 22. tabulu): Fe (Ni) - 1473 K, Mg2SiO4 - 1444 K, MgSiO3 - 1347 K, FeS - 700 K. Zemes un citu iekšējo planētu veidošanās sākās tad, kad atdziestošajā gāzu miglājā dzelzs kondensācija jau bija noslēgusies, bet silikātu kondensācija tikai sākās, vispirms jau akrēcijas gaitā izveidojās planētu kodoli, kuri pakāpeniski apauga ar silikātu daļiņām. Materiāla diferenciāciju būtiski varēja iespaidot arī magnētiski spēki, veicinot vispirms stipri feromagētisko (metāli), pēc tam vāji feromagnētisko (troilīts) un beidzot nemagnētisko silikātu daļiņu akumulāciju.
    Iespējams, ka kodols ir veidojies abu augšminēto mehānismu kombinācijas ceļā, jau sākotnējam metāliskajam kodolam papildinoties ar šķidru dzelzs masu pieplūdi no Zemes augšējām daļām.

    4.6. Augšējo ģeosfēru veidošanās un evolūcija

    Zemes radioaktīvā sasilšana izraisīja ne vien mantijas un kodola veidošanos, bet arī būtisku mantijas vielas diferenciāciju zonālās kausēšanas ceļā ar Zemes garozas, atmosfēras un hidrosfēras veidošanos. Pa sīkāko plaisiņu sistēmām tvaiki, gāzes, vieglāk kūstoši kausējumi tika izspiesti arvien augstākos horizontos, līdzi pārnesot arī dzīļu siltumu. Beidzot gāzes un lavas izlauzās Zemes virspusē, dodot sākumu augšējām ģeosfērām. Mantijas vielas kušanas rezultātā Zemes virspusē nonāca trīs galvenās tās frakcijas: bazaltu magma, magmā izšķīdušais ūdens (~7 % no magmas masas) un magmā izšķīdušās gāzes.
    Primārais Zemes gāzu apvalks radās drīz pēc pašas planētas rašanās, laika gaitā tas ir pārdzīvojis sarežģītu evolūciju līdz radās pašreizējā, no citām planētām tik atšķirīgā Zemes slāpekļa-skābekļa atmosfēra. Pēc amerikāņu zinātnieka G.Jurī domām primārā, pirmsģeoloģiskā Zemes atmosfēra bija reducējoša un sastāva ziņā varēja līdzināties gigantisko planētu Jupitera un Saturna atmosfērām ar to augstajām CH4 un NH3 koncentrācijām, lai gan viens no dominējošajiem komponentiem bija CO2. Spēcīgā, vēl neekranētā Saules starojuma iespaidā primārajā atmosfērā noritēja intensīvas ķīmiskās reakcijas, tai skaitā oksidēšanās-reducēšanās. Mūsdienu atmosfēras slāpekļa avots bija amonjaka oksidēšanās, slāpeklis atmosfērā parādījās pirms brīvā skābekļa uzkrāšanās, jo pēdējais varēja ilgstoši pastāvēt tikai pēc pilnīgas amonjaka oksidēšanās, kā arī pēc metāna oksidēšanās par CO2 un H2O. Līdz fotosintēzei galvenais skābekļa avots, domājams, bija H2O un CO2 molekulu fotodisociācija Saules un kosmiskā starojuma iespaidā. Tomēr šis skābeklis momentā tika patērēts CH4 un NH3 oksidēšanai un nevarēja radīt ne brīvu skābekli, ne ozona slāni. Reducējoša atmosfēra saglabājās samērā ilgi, vismaz pirmajos 1-1.5 miljardos gadu. Pašreizējā atmosfēras sastāva izveidošanās kļuva iespējama tikai pēc dzīvības un fotosintezējošu, skābekli producējošu organismu rašanās. Brīvā skābekļa parādīšanās sekmēja ozona ekrāna veidošanos, radot iespēju dzīvajiem organismiem iekarot arī sauszemi.
    Jautājumiem par hidrosfēras attīstību, ūdens apjoma un ķīmiskā sastāva izmaiņām ģeoloģiskās vēstures gaitā nav viennozīmīga skaidrojuma. Īpaši daudzveidīgi ir uzskati par okeānu ieplaku veidošanās laiku, par vulkānisma lomu hidrosfēras veidošanā, par sākotnējo ūdens sāļu sastāvu.
    Par paša ūdens izcelsmi pastāv divas galvenās uzskatu kopas. Pašlaik populārāks ir viedoklis, ka hidrosfēras veidošanā galvenā loma ir piederējusi izkusušās magmas degazācijai. Mazāk piekritēju ir uzskatiem par vadošo ūdens kondensācijas lomu no atmosfēras. Jāatzīst, ka zināms racionāls kodols ir abās uzskatu kopās. Mums pazīstamajā kosmiskās telpas daļā ūdens cietā un gāzes fāzēs sastopams samērā plaši - Marsa polārajās ledus un cietās ogļskābās gāzes cepurēs, ar ledu klātajos Jupitera un Saturna pavadoņos, ledus gredzenos ap Saturnu, komētu kodolos, Veneras atmosfērā. Domājams, ka arī Zemes pirmviela bez meteorītu vielas saturēja arī komētu vielu, tātad ūdeni ledus veidā. Vairāki pētnieki uzskata, ka īpaši liela un kompakta komētas masa ir atradusies pašreizējās Klusā okeāna ieplakas vietā. Amerikāņu zinātnieks Franks par komētveida ķermeņu radītiem uzskata visus okeānus. Tīri komētiskais okeānu veidošanās variants gan nav pietiekoši pamatots, jo esošajos okeānos ir pārāk daudz dzīļu degazācijas liecību, bet pirmais ūdens uz Zemes patiešām varēja veidoties no planētas pirmvielā ietilpstošajiem komētveida ķermeņiem, pēc tam papildinoties ar magmas degazācijas ūdeņiem.
    Zīmīgi, ka jau pašos senākajos iežos ir atrasti vienšūnu organismu šūnu sieniņu nospiedumi, bet dzīvi organismi nevar pastāvēt bez šķidra ūdens, tātad tāds lielākā vai mazākā daudzumā jau ir bijis vismaz pirms 3 miljardiem gadu. Kopš šā laika uz Zemes visu laiku tādā vai citādā veidā ir pastāvējusi dzīvība un bijis šķidrs ūdens, hidrosfēra nekad nav uzvārījusies un pilnībā iztvaikojusi, nekad nav arī pilnībā sasalusi.
    Primārās hidrosfēras veidošanās varētu būt notikusi divos etapos. Vispirms siltuma plūsma no Zemes centrālās daļas izkausēja ledu, kā arī atbrīvoja cietajām daļiņām pielipušās gāzu, tai skaitā ūdens tvaiku, molekulas un izspieda šķidrās un gāzveida vielas Zemes virspusē. Otrajā etapā intensificējusies siltuma plūsma kausēja primāro vielu, atbrīvojot ķīmiski saistīto ūdeni, sākās īstie dzīļu degazācijas procesi, kuri turpinās arī mūsu dienās un ir novērojami vulkānu izvirdumos, bet it īpaši okeānu dibenā, riftu zonās, kur dziļlūzumu kopgarums pārsniedz 70000 km. Riftu zonās Zemes garozas lielbloki savstarpēji atbīdās, no dzīlēm paceļoties mantijas vielai, kura veido okeāniskās garozas bazaltus. Ir zināms, ka bazaltu lavas satur līdz 7 % ūdens, kā arī citas gaistošās vielas. Karstu, stipri sāļu ūdeņu izplūde riftu zonu apkaimē ir tieši novērota no zemūdens aparātiem. Kontaktā ar auksto okeāna ūdeni šie ūdeņi strauji atdziest, un no tiem izgulsnējas liela daļa izšķīdušo vielu, veidojot ap izplūdes vietu kaut ko līdzīgu skurstenim, no kura paceļas baltu vai melnu dūmu stabi - "baltie pīpētāji" ar pārsvarā hlorīdu fluīdiem un "melnie pīpētāji" ar sulfīdiem. Visā Zemes pastāvēšanas laikā rifti un vulkāni ir iznesuši virspusē tik daudz vielas, ka atliku likām ir pieticis Zemes garozas, hidrosfēras un atmosfēras izveidošanai. Pēc dažādiem vērtējumiem no dzīlēm iznestās vielas daudzums ir 2,8-4,6.1019 t, tai skaitā ūdens vismaz 2.1018 t (hidrosfērā šobrīd 1,5.1018 t).
    Pēc pazīstamo ģeoķīmiķu V.Vernadska, G.Hatčinsona, V. Rubija domām hidrosfēras apjoms un sastāvs laika gaitā nav būtiski mainījušies. Nenoliedzot to, ka mantijā un Zemes garozā notiekošie procesi nemitīgi papildina hidrosfēru gan ar pašu ūdeni, gan sāļiem, viņi uzskata, ka dažādi ķīmiskie procesi un cikliskā ūdens aprite pastāvīgi tiecas atjaunot sākotnējo līdzsvaru. J.Kulps, A.Vinogradovs u.c., viennozīmīgi atzīstot hidrosfēras izcelsmi mantijas degazācijas rezultātā, uzskata, ka ūdens tvaiki un citas gāzes īpaši intensīvi ir izplūdušas pašos agrīnākajos Zemes attīstības etapos. Savukārt pēc O.Sorohtina modeļa sākotnēji, pirmajā Zemes gadu miljardā, hidrosfēra auga ļoti lēni, tad ļoti strauji, bet pēdējā miljardā gadu atkal lēni.
    Domājams, ka līdzīgi ar šķidras hidrosfēras veidošanos ir noritējusi arī Marsa un Veneras evolūcija. Tomēr Marsa lielākais attālums no Saules (mazāks saņemtā siltuma daudzums) un straujāka Veneras dzīļu degazācija noveda pie paātrinātas Marsa atdzišanas un Veneras sasilšanas, kas iznīcināja to sākotnējo šķidro hidrosfēru. Uz Marsa tā sasala un centrējās ap poliem, daudzi zinātnieki pat pieļauj, ka Marsa dzīlēs varētu būt iekonservēti sasaluši bijušie ūdens baseini, kurus vēlāk pārsegušas putekļu vētru sanesas. Uz ievērojami siltākās Veneras noritēja intensīva šķidrās hidrosfēras iztvaikošana, ūdens tvaiks kopā ar CO2 radīja spēcīgu siltumnīcas efektu ar ievērojamu virsmas temperatūras paaugstināšanos, kas savukārt vēl vairāk intensificēja iztvaikošanu. Uz Zemes siltuma bilance un degazācijas intensitāte atšķīrās no kaimiņu planētām, ko noteica optimālais attālums no Saules, Zemes izmēri, samērā agrā dzīvības attīstība. Dzīvie organismi būtiski iejaucās CO2 apritē, saistīja to, mazinot siltumnīcas efektu.
    Neatkarīgi no hidrosfēras vaeidošanās mehānisma, ūdens jau no pašiem pirmsākumiem saturēja komētu vai meteorītu vielas šķīstošos savienojumus un intensīvās dzīļu degazācijas produktus (HCl, HF, CO2, H3BO3, H2S u.c.), kas noteica pirmokeāna skābo vidi un veicināja intensīvu aptverošo iežu šķīšanu, dēdēšanu un katjonu pieplūdi. Visu sekojošo okeāna ģeoķīmiskās attīstības gaitu var raksturot kā skābju neitralizēšanu ar iežu dēdēšanas bāziskajiem produktiem. Paralēli mainījas anjonu sastāvs - no hlorīdiem uz hlorīdiem-karbonātiem, tad hlorīdiem-karbonātiem-sulfātiem un hlorīdiem-sulfātiem. Sulfātjonu parādīšanās hidrosfērā visciešākajā veidā bija saistīta ar atmosfēras izmaiņām un dzīvās vielas attīstību. Dzīvības rašanās, fotosintēze, daļēji arī ūdens fotodisociācija atmosfēras augšējos slāņos noveda pie atmosfēras komponentu oksidēšanās ar CO2, N2 un SO3 uzkrāšanos, un tieši šajā pārejas laikā no reducējošas uz oksidējošu atmosfēru okeānā parādījās pirmie sulfāti.
    Saldūdens veidošanās ir sekundāru procesu virkne lielajā planetārajā ūdens apritē, kuras dzinējspēks ir Saules enerģija. Ir pat izteikts salīdzinājums, ka saldūdens ir planetārās ūdens aprites procesa sārņi.
        Kā zināms, ogļainajos hondrītos konstatēta virkne organisku savienojumu, tai skaitā visai komplicētu. Tādu veidošanās gāzu miglāja kondensācijas gaitā no tajā izplatītajiem H,C,O,N uzskatāma par likumsakarīgu, un tos zināmā daudzumā saņēma arī Zemes pirmviela. Organisko savienojumu veidošanās noritēja arī reakcijās starp primārās atmosfēras gāzu komponentiem, bet īpaši komplicēti lielmolekulāri savienojumi veidojās ūdens vidē, ko sekmēja kosmisko staru protoni un neitroni, Saules ultravioletais un rentgenstarojums, elektriskās izlādes, paaugstinātā temperatūra. Amerikāņu ģeoķīmiķi S.Epstains un L.Nots pēc O un C izotopu pētījumu datiem Zemes virsmas temperatūru arhajā, kad meklējami dzīvības pirmsākumi, vērtē ap 70 oC (40K tad izdalīja 5 x, bet 235U 18 x vairāk siltuma nekā pašlaik). Šādi apstākļi varēja sekmēt sarežģītu organisko savienojumu veidošanos, no kuriem varēja rasties aminoskābes, līdz kādā Pasaules okeāna vietā, visdrīzāk kādā pusizolētā līcī, domājams, vulkāniskās darbības tuvumā radās pirmie dzīvie organismi. Tādi varēja būt vīrusi, kas apvieno sevī dzīvas un nedzīvas vielas iezīmes - dzīvā šūnā tie vairojas, uzvedas kā dzīvas būtnes, ārpus tās - kā kristāliska viela (šķidrie kristāli).
    Ar dzīvības parādīšanos un fotosintēzes attīstību būtiski izmainījās kā atmosfēra, tā arī hidrosfēra un pat Zemes garoza. Skābekli producēt lielākos daudzumos sāka zilzaļās aļģes, pašas tās ir anaerobi organismi, skābeklis to dzīvei nav nepieciešams, bet, izmantojot Saules enerģiju un sākotnēji, iespējams, arī citus enerģijas veidus (gravitācijas, radioaktīvo, kosmiskā starojuma), tās piedalās fotosintēzē: 6CO2 + 6H2O ® C6H12O6 + 6O2. Tālākā dzīvības attīstība ilgstoši noritēja Pasaules okeānā, kur sākotnēji anaerobo dzīvi pamazām nomainīja aerobā. Bioloģiskajā apritē iesaistījās arvien vairāk elementu. Senajās zilzaļajās aļģēs kā katalizators fotosintēzē kalpoja Fe, vēlāk šīs funkcijas pārņēma Cu, bet brūnajās aļģēs, kas vidējā paleozojā pārceļoja uz sauszemi, šo funkciju sāka veikt Zn.
    Primitīvajiem organismiem, jādomā, bija liels izplatīšanās ātrums, tie ātri okupēja visu Zemeslodi, līdz ar to skābekļa producēšana bija visaptveroša, ne lokāla. Vēl pašlaik lielākais skābekļa ražotājs ir jūras fitoplanktons, kura radītais O2 daudzums lielās bioloģiskās produktivitātes dēļ no laukuma vienības vairākkārt pārsniedz kontinentu devumu (pēc dažiem autoriem pat vairāk nekā astoņas reizes). Atmosfēras režīma maiņa ievada svarīgu lūzuma momentu tās ģeoloģiskajā vēsturē. Apakšējā proterozoja sākums (pirms 2,6 miljardiem gadu) iezīmējas ar lielu dzelzsrūdu iegulu uzkrāšanos, kas fiksēta dažādās planētas vietās un var būt tikai globālu procesu izraisīta. Tādi var būt radikālas atmosfēras sastāva izmaiņas - būtisks skābekļa daudzuma pieaugums atmosfērā fotosintēzes rezultātā, kas izraisīja masveida dzelzs hidroksīdu nogulsnēšanos lielos mērogos, jo krasi samazinājās dzelzs migrētspēja. Līdz ar skābekli krasi pieauga CO2 koncentrācija, kas izraisīja masveidīgu karbonātu sedimentāciju agrā proterozoja beigās (~ pirms 2 miljardiem gadu). Līdz ar to mainās okeāna ūdens sastāvs no hlorīdu uz hlorīdu karbonātu tipu. Apmēram vienlaicīgi ar Fe no okeāna ūdens izzuda SiO2 - organismu skeletos - un bors, domājams, māla minerālos. Uz paleozoja sākumu atmosfēras sastāvs ieguva pašreizējo slāpekļa - skābekļa sastāvu ar ļoti mērenu CO2 daudzumu, paralēli mainījās jūras ūdens sastāvs no Cl- - HCO3- - SO42- uz Cl- - SO42-, kas samazināja Fe un Mn saturu ūdenī. Skābeklis veicināja arī sulfātu attīstību - oksidējot primāros sulfīdus. Fotosintēzē veidojas ne vien spēcīgs oksidētājs - skābeklis, bet arī organiskās vielas, kas uzkrājoties, savukārt nosaka reducējošu vidi. Tādējādi krasi oksidējošu apstākļu izveidošanās neizbēgami izraisīja arī to pretpolu - krasi reducējošus apstākļus purvos, ezeru dūņās, arī ūdens horizontos. Bioloģiskajā apritē sākotnējo vāji reducējošo vidi nomainīja divi pretstati: stipri oksidējoša un stipri reducējoša.
    Pašlaik katru sekundi no atmosfēras kosmosā aizlido apmēram 1 kg ūdeņraža, kas rodas ūdens fotodisociācijas rezultātā, attiecīgi atmosfērā pieaug ūdens smagākā komponenta - skābekļa - saturs. Šādā veidā Zemes pastāvēšanas laikā ir radušies 1018 kg skābekļa - tieši tik, cik tā pašlaik ir atmosfērā. Tā gan ir tikai nejauša sakritība, jo skābekļa patēriņš primārās atmosfēras metāna un amonjaka oksidēšanai un pašreizējā Zemes ķīmiskā līdzsvara radīšanai ir bijis ievērojami lielāks, lielu daļu no tā ir segusi fotosintēze.
    Biosfēras attīstībā izdala vairākas bioģeoķīmiskas “revolūcijas” ar lielu iespaidu uz pārējo ģeosfēru attīstību un daudzu Zemes garozas pamatelementu migrāciju.
    Dzīvības rašanās (~ pirms 3.8 ± 0.3 x 109 gadiem).
    Par pirmo dzīvo vielu uzskata pirmās pašvairojošās organiskās molekulas, kuras, iespējams, bija vīrusu tipa. Šinī etapā atmosfēra sastāvēja no CH4, NH3 un H2 ar citu komponentu iezīmēm, it īpaši H2O.
    Pirmā fotosintēze (pirms 2.9 ± 0.2 x 109 gadiem).
    CO2 sāk patērēties fotosintēzē, kā blakusproduktam veidojoties O2, kurš pilnībā tiek izmantots metāna, amonjaka u.c. atmosfēras komponentu, kā arī daudzu minerālu oksidēšanai. Toreizējā atmosfēra vēl neaizturēja ultravioleto starojumu, tāpēc O2 intensīvi pārveidojās par O3 ar īpaši augstām oksidēšanas spējām, līdz ar to sākotnēji reducējošo vidi Zemes virsmā strauji nomainīja oksidējoša. Šinī laikā novērojama globāla dzelzaino kvarcītu veidošanās, kura līdzīgos apjomos Zemes vēsturē vairs neatkārtojas.
    Pirmie organismi ar karbonātu čaulām (pirms 6 x 108 gadiem), ko ilgu laiku uzskatīja par vienu no lielākajām ģeoloģiskās vēstures mīklām. Prekembrija atmosfēra, domājams, bija bagātāka ar CO2 nekā pašlaik (intensīvs vulkānisms), bet O2 daudzums palielinājās ļoti lēni. Sajā laikā sakarā ar pieaugošu dēdēšanas produktu pieplūdi Pasaules okeāna ūdens pH, domājams, izmainījās no skāba uz sārmainu, līdz ar to organismiem radās grūtības izvadīt apkārtējā vidē savu dzīvības procesu sārmainos atkritumus, kuri koncentrējās ap tiem čaulu veidā.
    Lielā akmeņogļu epoha (pirms 2.5 ± 0.3 . 108 gadiem) - paleozoja vēstures kulminācija, kuras laikā galvenā C masa sakarā ar augu valsts un fotosintēzes uzplaukumu neaizgāja karbonātos, bet gan oglēs. CO2 saturs atmosfērā samazinājās, O2 - paaugstinājās, kas veicināja sauszemes faunas attīstību.
    Pelaģisko foraminiferu un kokkolitoforīdu uzplaukums (pirms 1.0 ± 0.2 . 108 gadiem), ko saista ar ievērojamu mantijas degazācijas intensifikāciju un līdz ar to pastiprinātu CO2 pieplūdi. Karbonātu uzkrāšanās no šelfa pārvietojas uz attālākiem Pasaules okeāna rajoniem, iesaistot karbonātu līdzsvarā praktiski visu ūdens masu un izslēdzot skābā okeāna atjaunošanās iespēju.
    Laika gaitā, paliekot būtībā pastāvīgiem iekšējiem migrācijas faktoriem (kodola lādiņi, valences, jonu un atomu radiusi), izņēmums ir tikai nedaudzie radioaktīvie elementi un izotopi, uz Zemes būtiski ir mainījušies un mainās ārējie migrācijas faktori. Laika gaitā ir evolucionējis ne tikai atmosfēras, hidrosfēras un biosfēras sastāvs, bet būtiski mainījies arī litosfēras augšējo slāņu (dēdēšanai visvairāk pakļautā substāta) petrogrāfiskais tips. Pašlaik uz Zemes cietās noteces struktūrā dominē nogulumieži, kuri aizņem apmēram 72 % no kontinentu virsmas, 8 % aizņem magmatiskās intrūzijas, 6 % vulkāniskie, bet 14 % metamorfie ieži. Senākos ģeoloģiskās vēstures etapos šo iežu attiecības ir bijušas savādākas, mazākas teritorijas aizņēmuši nogulumieži, lielākas - magmatiskie ieži, kuru tips arī laika gaitā nav bijis nemainīgs. Arhaja ainavās ir dominējuši bāziska sastāva (mantijas tipa) ieži, līdzīgi mūsdienu bazaltiem vai Mēness anortozītiem. Proterozojā sākumā tos lielā mērā nomainīja skābie ieži - čarnokīti (kvarcs + K laukšpats + skābais plagioklazs + tumšie minerāli) un granītgneisi. Arhaja un proterozoja kalnu veidošanās procesu izplatība bija planetāra, tie būtībā izveidoja vairogu kodolus un seno platformu pamatnes ar līdzīgu petrogrāfisko sastāvu milzīgās teritorijās, līdz ar to šīs struktūras darbojās kā ģeoķīmiski pastāvīgs seno sedimentācijas baseinu sanesu avots. Vēlāko tektonisko ciklu izpausmes bija lokālākas, un sanesu avotu petrogrāfiskais sastāvs kļuva raibāks, kontrastaināks.

    5. ATMOSFĒRA

    Atmosfēra ir Zemes gāzveida apvalks, tā kosmiskās telpas daļa, kura rotē kā vienots vesels kopā ar Zemi. Atmosfēras masu vērtē ar skaitli 5,15.1015 t, 80 % no šī daudzuma ir koncentrēta slānī līdz 16 km, bet augstāk par 100 km atrodas tikai viena simtmiljonā daļa atmosfēras vielas. Gaisa blīvums pie Zemes virsmas ir 1,2928, bet 10 km augstumā 0,4127 kg/m3.
        Atmosfēra ir viena no ārējā Zemes apvalka trim sastāvdaļām (atmosfēra, hidrosfēra un Zemes garoza). Visās šajās trīs sastāvdaļās var pastāvēt dzīvība, kuras izplatības zonu apzīmē par biosfēru. Atmosfēra sastāv no vielām gāzveida stāvoklī (O2, N2), hidrosfēra sastāv no ūdens un tajā izšķīdušām vielām. Litosfēra pēc savas uzbūves ir heterogēna un sarežģīta.
        Kopumā atmosfēras masa, salīdzinot ar citām Zemes sfērām (hidrosfēra, litosfēra) ir relatīvi niecīga (4. tabula), toties atmosfēru raksturo īpaši intensīvi vielu un enerģijas aprites procesi (vielu apmaiņas procesi) un, salīdzinot ar pārējām Zemes sfērām, tā ir viena no dinamiskākajām.
        Zemes attīstības laikā atmosfēras sastāvs ir nemitīgi mainījies un pašreizējā momentā tas atspoguļo zināmu dinamiskā līdzsvara stāvokli, ko veido ģeoķīmiskie, dzīvajā dabā noritošie procesi un cilvēka darbība. Vienlaikus atmosfēra tās pašreizējā veidā ir ilgas evolūcijas produkts. Sākotnējā atmosfēra, Zemei izveidojoties, sastāvēja no metāna, amonjaka, ūdens tvaikiem un ūdeņraža. Šī atmosfēra neaizkavēja no kosmiskās telpas nākošo elektromagnētisko starojumu, pat ar visai īsu viļņa garumu, un tā iedarbojās reducējoši. Tāpēc pirmie dzīvie organismi attīstījās ūdens vidē, kas kalpoja kā filtrs elektromagnētiskajam starojumam ar īsāku viļņa garumu. Atmosfēras sastāva izmaiņas ietekmēja fotosintezējošo organismu attīstība, kuri spēj saistīt ogļskābo gāzi un ūdeni, veidojot ogļūdeņražus un skābekli. Vienlaikus, pieaugot skābekļa koncentrācijai gaisā, izveidojās tā saucamais Zemes ozona slānis un atmosfēras sastāvs, kāds pastāv mūsdienās. Atmosfēras evolūcija iezīmējās arī ar ūdeņraža koncentrācijas pazemināšanos, tam saistoties ķīmiskos savienojumos, kā arī, izkliedējoties kosmiskajā telpā.
    CO2 + H2O + hn ® {CH2O}n + O2

        Līdz ar to fotosintēze un dzīvo organismu attīstība uzskatāma par galveno faktoru kopumu, kas nosaka atmosfēras sastāvu mūsdienās.

    Augšējā atmosfēras robeža ir visai nenoteikta, dažas optiskās un elektriskās parādības liecina par atmosfēras pazīmēm vēl 1100 km augstumā. Īstas vienprātības nav arī par to, ko uzskatīt par atmosfēras apakšējo robežu, dažiem tā ir Zemes virsma, citi pieskaita arī Zemes dzīļu gāzveida komponentus (pazemes atmosfēru), tādā gadījumā atmosfēras apakšējā robeža varētu būt 60-100 km zem Zemes virsmas, dziļāk lielo spiedienu dēļ gāzes brīvā veidā vairs nepastāv, bet ir magmas kausējumos.
    Gāzu daudzumu attiecība pa ģeosfērām ir - atmosfēra : (litosfēra+hidrosfēra) : augšējā mantija= 1 : 2 : 80. Precīzākie dati ir par atmosfēru, par litosfēru tie ir visai aptuveni. Pieņemts, ka granīti un bazalti satur 0,28 m3 gāzu uz 1 t ieža, augšējā mantija 3 % (pēc gāzu satura lavās), mantijas gāzu sastāvs pieņemts analoģisks vidējam vulkānisko gāzu sastāvam.


    Attēls 52. Zemes ģeosfēras
    Neskatoties uz nelielo masu (0,00009 % no Zemes masas, 0,044 % no Zemes garozas masas, 0,6 % no hidrosfēras masas) atmosfēras ģeoķīmiskā loma ir milzīga, tās atomi atrodas pastāvīgā materiālā apmaiņā ar lito-, bio- un hidrosfēru, aktīvi līdzdarbojas daudzos migrācijas procesos, atmosfēra ir nepieciešams dzīvības priekšnoteikums, savukārt dzīvības procesi ļoti būtiski iespaido tās sastāvu, atmosfērai ir liela loma Zemes siltuma bilances veidošanā.
    Pēc ķīmiskā sastāva atmosfērā izdala divas daļas (attēls 52) - homosfēru (apakšējo atmosfēru) līdz 90-100 km augstumam ar gandrīz nemainīgu gaisa pastāvīgo komponentu sastāvu un heterosfēru (augšējo atmosfēru), kurā ķīmiskais sastāvs ir neviendabīgs, un to būtiski iespaido fotoķīmiskās reakcijas. Tomēr plašāk pieņemts ir atmosfēras iedalījums vairākās sfērās pēc vertikālā temperatūru sadalījuma:
        · troposfēra - polārajos rajonos 7-8, tropiskajos līdz 17-18 km augstumam - 80% no atmosfēras masas
        · stratosfēra - līdz 80 km - 20% no atmosfēras masas
        · termosfēra (jonosfēra) - līdz 500 km,
        · metasfēra - > 500 km, tās sastāvā eksosfēra - >1000 km.
        Maksimālā temperatūra (1000 un > K) ir uz jonosfēras un eksosfēras robežas, bet tā ir t.s. kinētiskā temperatūra, kas raksturo daļiņu paātrinājumu. Lielajā retinājumā daļiņu ir maz, un to sadursmes ar kinētiskās enerģijas pāreju siltuma enerģijā notiek reti. Atmosfēras spiediena izmaiņas atkarībā no attāluma līdz Zemes virsmai var aprakstīt ar vienādojumu:
    kur: p - spiediens;
        g - brīvās krišanas paātrinājums;
        z - attālums līdz Zemes virsmai.
        Atmosfēras sastāvā ietilpstošo gāzu fizikālās īpašības apraksta, izmantojot likumsakarības, kas izstrādātas ideālām gāzēm.
            pVM = RT
    kur:
            p - gāzu spiediens; VM - gāzes mola tilpums;
            T- temperatūra; R - gāzu universālkonstante
        Atmosfēras spiedienu p augstumā h apraksta ar tā saucamo barometrisko formulu:
                ph = p0e-Mgh/RT
    kur:
            p0 - gāzu spiediens pie jūras līmeņa;
            h - augstums;
            M- gaisa vidējā molmasa (29.97 g/mol troposfērā);
        Atmosfēras komponentu koncentrāciju izmaiņas atkarībā no novērojuma punkta augstuma var izteikt ar sekojošu formulu:
                nh = no e -Mgh/RT
    kur:
            M - molmasa;
            no - koncentrācija pie h=0 (jūras līmenī).
        Atmosfērā noritošo procesu raksturošanai plaši izmanto jēdzienu - "viendabīgas atmosfēras augstums h* ".

    kur: k- Bolcmaņa konstante (1.38 ´ 10 -23 J/K)
        Acīmredzami katrai gāzei, kas ietilpst gaisa sastāvā, ir savs viendabīgas atmosfēras augstums.

    5.1. Atmosfēras ķīmiskais sastāvs


    Atmosfēras sastāva pētījumiem ir sarežģīta un interesanta vēsture. Domu par to, ka gaiss sastāv no vairākām sastāvdaļām, jau 15.gs. izteica Leonardo da Vinči. Antuāns Lavuazjē kā pirmais eksperimentāli konstatēja, ka gaiss sastāv no divām atšķirīgām gāzēm - inertā slāpekļa un degšanu veicinošā skābekļa attiecībā 3:1. 19.gs. sākumā Žozefs Luijs Gei-Lisaks nonāca līdz secinājumam par atmosfēras sastāva nemainīgumu dažādos reģionos, kas gan pilnībā tika pierādīts tikai 150 gadus vēlāk pēc pētījumiem virs agrāk mazpazīstamās Antarktīdas, kad galīgi apstiprinājās priekšstati par to, ka gaisa pastāvīgā un intensīvā sajaukšanās uztur pastāvīgu atmosfēras sastāvu visos planētas nostūros.
    1892. g. Džons Viljams Relejs pievērsa uzmanību tam, ka no reaģentiem iegūtais slāpeklis ir vieglāks par gaisa slāpekli, un atklāja, ka gaisā bez slāpekļa ir vēl viens inerts elements argons. Nedaudz vēlāk (1895.-1898.g) Viljams Remzijs, spektrāli pētot šķidra gaisa iztvaicēšanas atlikumu, tajā atrada vēl 4 citas inertās gāzes - hēliju, neonu, kriptonu un ksenonu. Hēlijs pirms tam bija konstatēts Saules atmosfērā.
    Tagad zināms, ka 99,99 % sausa gaisa veido slāpeklis, skābeklis, argons un ogļskābā gāze, pārējo daļu sastāda He, Ne, Kr, Xe un Rn. Atmosfērā ir arī sīkas dažādas izcelsmes koloidālas daļiņas un putekļi no vulkānu izvirdumiem, industriālajiem dūmiem, atomsprādzieniem u.c., kā arī ūdens sķidrā, cietā un gāzveida stāvoklī. Atmosfēru var uzskatīt par koloidālu sistēmu, par aerosolu, kurā dispersijas vide ir gaiss, bet dispersajā fāzē ir cietās daļiņas un ūdens pilieniņi. Par atmosfēras koloidālo dabu liecina daudzas optiskās īpašības - zilganā debess nokrāsa, izplūdušās gaismas avotu kontūras tumsā u.c.

        Attēls 53. Putekļu un aerosolu veidošanās degot naftas produktiem

        Atkarībā no atrašanās ilguma atmosfērā tās komponentus iedala pastāvīgajos un mainīgajos (4. tabula), kas tomēr ir visai nosacīti, jo ģeoloģiskā laika izpratnē visi tās komponenti ir mainīgi. Var droši apgalvot, ka atmosfērā sastopamas visas gāzveida vielas, kas veidojas uz Zemes un ir stabilas attiecīgajos fizikāli-ķīmiskajos apstākļos.
    Pastāvīgi atmosfērā ir arī organiskas izcelsmes putekļi, pat dzīvi mikroorganismi - baktērijas, pelējuma sēnītes, kuru ir vairāk pie pašas Zemes virsmas. Tā, Parīzes ielās ņemtā paraugā 1 m3 gaisa konstatēts 11000 baktēriju un 2000 sēnīšu, bet tādā pašā tilpumā uz Monblana tikai 4-11 baktērijas.
    Pastāvīgs atmosfēras komponents ir ūdens tvaiki, kuru saturs variē robežās no 4-5 tilpuma % karstā, mitrā klimatā līdz procenta simtdaļām stiprā salā. Atkarībā no temperatūras ūdens atmosfērā sastopams kā gāzveida, tā arī šķidrā un cietā stāvoklī. Starp atmosfēru un Zemes virsmu notiek pastāvīga ūdens aprite.
    Nozīmīgs atmosfēras pastāvīgais komponents ir ogļskābā gāze, kas nonāk atmosfērā no pazemes gāzu strūklām, vulkāniem, augsnes, hidrosfēras u.c. Lokāla, bet ļoti būtiska CO2 koncentrāciju paaugstināšanās novērojama pie lieliem apdzīvotiem centriem, rūpniecības uzņēmumiem, vulkāniem. Gadā kā kurināmo sadedzina ~ 5.109 t no dzīlēm iegūta C, šis skaitlis sasniedza maksimumu 1979.g., kopš šā laika nedaudz samazinoties, jo pēc naftas krīzes sāka ieviest enerģiju taupošas tehnoloģijas. Rodas 2.1010 t CO2 - ~ 1% no satura atmosfērā. Tomēr faktiskais ikgadējais CO2 satura pieaugums atmosfērā ir ievērojami mazāks, jo galvenā ogļskābās gāzes masa tiek iesaistīta Pasaules okeāna ģeoķīmiskajās apritēs. Ir aprēķināts, ka, CO2 saturam atmosfērā dubultojoties, vidējā Zemes virsmas temperatūra paaugstinātos par 2-3o, tomēr šāds CO2 pieaugums nez vai ir iespējams, jo, palielinoties CO2 koncentrācijai, palielinātos arī tās asimilācija Pasaules okeānā, kā arī aktivizētos fotosintēze, kas to pārvestu augu organiskajā vielā. Ogļskābā gāze atrodas pastāvīgā apritē, no atmosfēras tā tiek izvadīta vairākos ceļos: tā izšķīst jūru, okeānu, kontinentālo ūdenstilpju ūdeņos, to patērē augi, tā izgulsnējas karbonātu minerālos. Galvenais CO2 līmeņa regulators ir Pasaules okeāns.
    Bez brīvā slāpekļa atmosfērā, galvenokārt tās zemākajos slāņos ir arī slāpekļa savienojumi, pārsvarā amonjaks, oksīdi un nitrāti. Tie veidojas no brīvā slāpekļa dažādos veidos: sadaloties atmirušajiem organismiem, cilvēka saimnieciskās darbības rezultātā, elektriskā izlādē mitrā gaisā: N2 + 2H2O ® NH4NO2.
    Kā jau atzīmēts, homosfērā gaisa ķīmiskais sastāvs visumā ir viendabīgs, būtiska tā neviendabība sākas heterosfērā galvenokārt fotoķīmisko procesu rezultātā. Tomēr zināms fotoķīmisko procesu iespaids ir manāms jau stratosfēras apakšējā daļā 10-50 km intervālā ar maksimumu ap 20 km, kur veidojas daudz ozona molekulu: skābekļa molekulas absorbē ultravioleto staru kvantus, nonākot ierosinātā stāvoklī, tās sadursmē ar neierosinātu molekulu notiek reakcija O* + O2 ® O3. Maksimālās ozona koncentrācijas ir 20-25 (reizēm 10-15) km augstumā, bet augstāk par 55 km ozons nav fiksēts. Pēc A.Vinogradova datiem pie 1 atm. spiediena visa atmosfēras ozona masa būtu koncentrēta nepilnu cm biezā slānītī. Visplānākais ozona slānis ir ekvatoriālajā joslā (<0,2 cm), visbiezākais - ap 65. platuma grādu. Novērotas arī noteiktas sezonālas izmaiņas - ziemeļu puslodē maksimālie daudzumi ir pavasarī, bet minimālie rudenī. Domājams, ka ozona sadalījumu bez fotoķīmiskajām reakcijām nosaka arī citi faktori, iespējams lielo gaisa plūsmu sezonālā daba. Ozons ļoti spēcīgi absorbē ultravioleto starojumu ar viļņu garumu 200-300 nm, visu no Saules saņemto ultravioleto staru daudzumu spēj dzēst dažus milimetrus bieza ozona kārtiņa. Ozonam absorbējot ultravioleto starojumu, radiācijas enerģija pāriet gāzes molekulu siltuma enerģijā, līdz ar to troposfēras augšējā daļā paaugstinās temperatūra.
    Manāma O2 molekulu fotodisociācija ar neatgriezenisku pāreju atomārā skābeklī sākas 40-50 km augstumā, bet virs 150 km jau viss skābeklis ir tikai atomārā stāvoklī. Molekulārā slāpekļa disociācija sākas lielākā, apmēram 200 km augstumā. Šeit iespējama arī NO veidošanās, kā arī difūza gāzu separēšanās ar vieglākajiem komponentiem (H2, He) augšdaļā.
    90-130 - 400-600 km augstumā polārajos apgabalos novērojamas ziemeļ- un dienvidblāzmas. Pēc spektroskopisko pētījumu datiem šo blāzmu spīdēšanu izsauc atomāro skābekļa un slāpekļa luminescence. 100-400 km augstumā Saules elektromagnētiskā un korpuskulārā starojuma ietekmē norisinās izteikti gāzu jonizācijas procesi, kā arī veidojas vairāki īsmūžīgi radioaktīvi izotopi, kuri daļēji nonāk atmosfēras zemākajos slāņos un iesaistās biosfēras ģeoķīmiskajā apritē.
    Piemēram, 14C reaģē ar skābekli, un izveidojas ar to bagātināta ogļskābā gāze, kura iesaistās parastajā apritē, tai skaitā fotosintēzē. Izmantojot 14C absolūtā vecuma datējumos, pieņem, ka tā veidošanās intensitāte jonosfērā ir pastāvīga, kas gan gluži tā nav, arī radioaktīvā oglekļa veidošanos iespaido Saules aktivitātes periodiskums. Paši augšējie atmosfēras slāņi virs 700 km satur praktiski tikai hēliju un ūdeņradi, kuri lēni izkliedējas (disipē) kosmiskajā telpā. Tāpēc hēlija saturs atmosfērā ir ievērojami zemāks nekā tam vajadzētu būt, ievērojot radiogēno izcelsmi. Zeme, iespējams, nenotur arī samērā vieglo neonu. Uz Saules neona ir gandrīz tikpat daudz kā skābekļa, bet Zemes atmosfērā neona saturs ir niecīgs, tas neatbilst parastajām elementu sadalījuma likumsakarībām (neliels pāra atomnumurs). Ar automātisku ierīču palīdzību ir noskaidrota relatīvā He un Ne daudzuma palielināšanās, bet Ar samazināšanās tendence atmosfēras augšējos slāņos. Augšējās atmosfēras ūdeņradis, savukārt, veidojas no ūdens, kurš 30-50 km augstumā ultravioletā starojuma iespaidā sadalās par ūdeņradi un skābekli. Šā procesa rezultātā samazinās Zemes ūdens daudzums, bet pieaug skābekļa daudzums atmosfērā. Ir aprēķināts, ka kosmosā katru sekundi aizplūst apmēram 1 kg ūdeņraža (sadalās 9 kg ūdens). Šādā ceļā Pasaules okeāna ūdens krājumi izsīktu 5000 miljardos gadu.


    5.2. ZEMES OZONA SLĀNIS UN ĶĪMISKIE PROCESI STRATOSFĒRĀ
        Ozona veidošanās un sabrukšanas procesi ir viens no galvenajiem faktoriem, kas nosaka no Saules krītošā ultravioletā starojuma sorbciju. Ozons (O3) ir viena no skābekļa alotropajām formām. Ozons ir gāze, kuras kušanas temperatūra ir -930, viršanas temperatūra -1120 C un relatīvais blīvums attiecībā pret gaisu 1,6. Ozonu atklāja 1840. gadā, pētot ūdens elektrolīzes procesu. Laboratorijā ozonu var iegūt, apstrādājot sausu skābekļa plūsmu elektriskās izlādes laukā ( ~10 000 V).
              3O2 ® 2 O3
        Ozona daudzums Zemes atmosfērā ir 3.3 ´ 109 t. Ozona slānis (tā biezums normālos apstākļos ir 2,5 mm vai 250 Dobsona vienību) pasargā biosfēru no Saules starojuma spektra ultravioletās daļas. Bez tam inversijas slānis, kas veidojas stratosfērā ozona eksotermiskās sadalīšanās rezultātā, pasargā Zemes virsmu no atdzišanas.


        Attēls 54. Ozona daudzuma stratosfērā koncentrācijas mērvienības – Dobsona vienības jēdziens

        Galvenā ozona masa atrodas stratosfērā. Ja Zemes virsmas tuvumā un troposfērā ozona koncentrācija ir 0 - 10-4 %, tad stratosfērā tā ir līdz 100 reižu augstāka. Tomēr arī stratosfērā ozona koncentrācija ir niecīga, jo arī šajā atmosfēras zonā gaiss pamatā sastāv no slāpekļa (78 %), skābekļa (21 %) un argona (~ 1 %), bet ozona koncentrācija ir ap 0.001 %. Ozona slāņa profils ir stipri atkarīgs no ģeogrāfiskā platuma, gadalaika, Saules aktivitātes un citiem faktoriem. Maksimālais ozona slāņa biezums ir 18 - 25 km augstumā, kaut gan tas var mainīties un atrasties pat 10 - 30 km robežās (attēls 55).
        Ozona molekulas veidojas šādu procesu rezultātā:
        1) UV starojuma rezultātā O2 molekula pāriet ierosinātā stāvoklī:
              O2 + hn ® O2*
        2) ierosinātās molekulas disociācija atomos:
              O2* ® O + O
        3) ozona molekulu sintēze:
              O2 + O ® O3
              O2* + O2 ® O3 + O
        Ozona veidošanās notiek, iedarbojoties starojumam ar viļņa garumu, kas atbilst enerģijai 5 -6 eV.
        Ozona molekulas disociācijai nepieciešama enerģija 1 eV.
              O3 O2 + O
        Ir arī citi ozona molekulas disociācijas ceļi, kuros disociācija saistīta vai nu ar ierosinātu molekulu, vai atomārā skābekļa veidošanos:
              O + O3 ® 2 O2*
              O2* + O3 ® 2O2 + O

    Attēls 55. Ozona koncentrācijas atmosfērā virs Antarktīdas izmaiņas profils
        Katru dienu atmosfērā veidojas un sabrūk 3.5 ´ 108 kg ozona, un ozona slāni degradējošas vielas var ietekmēt līdzsvara stāvoklī noritošos ozona veidošanās un degradācijas procesus.
        Ozona koncentrāciju atmosfērā atkarībā no augstuma apraksta vienādojums
        [O3] = [O2 ]3/2 [(j2 /2j1 ) (t2/t1 ) KS1/2]
    kur:
        t2 - kvantu skaits (l = 242 nm), kuri mijiedarbojas ar vienu O2 molekulu sekundē;
        t1 - kvantu skaits (1150 nm), kuri mijiedarbojas ar vienu O3 molekulu sekundē;
        j1, j2 - O2 un O3 fotodisociācijas reakciju kvantu iznākums;
        K - fotodisociācijas procesa ātruma konstante;
        S = ([O2 ] + r [N2] / [N2 ])
    kur:
        r - N2 molekulas relatīvā efektivitāte ierosinātā stāvokļa dzēšanas reakcijās trīskāršo sadursmju rezultātā.
        Ozona slāņa pusatjaunošanās periodu t1/2, t.i., laiku, kāds nepieciešams, lai atjaunotos tā līdzsvara koncentrācija stratosfērā, var aprēķināt pēc vienādojuma:
        t1/2 = [2 kS [O2] / (j1 j2 t1 t2 )] 1/2
    Attēls 56. Ozona cauruma veidošanās virs Antarktīdas

        30 km augstumā ozona līdzsvara koncentrācija atjaunojas stundas laikā, 10 km augstumā - 1 mēneša laikā, bet ozona slāņa maksimuma augstumā ozona koncentrācijas pilnai atjaunošanai nepieciešams gads.
        Ozona koncentrāciju būtiski ietekmē tā pārnese gaisa masu kustības rezultātā un dabiskie sezonālie un citi procesi.
        Būtiska loma ozona slāņa sabrukšanas procesos ir atmosfēras antropogēnajam piesārņojumam. Dabiskie atmosfēras ozona sabrukšanas procesi ietver reakcijas ar skābekļa atomu līdzdalību (Čepmena vai skābekļa cikls). Bet, iesaistoties ozona fotodisociācijas procesos citiem elementiem, notiek vesela rinda katalītisku procesu, kuru rezultātā ozona destrukcijas ātrums pieaug.

    Slāpekļa cikls
              NO + O3 ® NO2 + O2
              O + NO2 ® NO + O2
              O + O3 ® 2O2
    Ūdeņraža cikls
              OH. + O3 ® HO.2 + O2
              O + HO.2 ® OH. + O2
              O + O3 ® 2O2
    Hlora cikls
              Cl. + O3 ® ClO. + O2
              O + ClO. ® Cl. + O2
              O + O3 ® 2O2
        Dažādu katalītisko procesu intensitāte ir atkarīga no attāluma līdz Zemes virsmai. Virs 35 km augstuma nozīmīgu lomu sāk spēlēt hlora cikls, zem 35 km - slāpekļa cikls. Bez šiem procesiem arī CO2, CH4 u.c. vielu koncentrācijas pieaugums būtiski ietekmē ozona sabrukšanas dinamiku. Ozona molekulas degradāciju izsauc arī atmosfērā nonākošie putekļi un aerosoli.
        Attēlā 57 parādīti nozīmīgākie ķīmiskie procesi un pārvērtības stratosfērā, kuras norit ar ozona līdzdalību. Kā redzams, tad no troposfēras stratosfērā nokļūst dažādi antropogēnas izcelsmes savienojumi. Ultravioletā starojuma iedarbības rezultātā tie sadalās, veidojot brīvus radikāļus (NO., Cl. , ClO. u.c.). Šie brīvie radikāļi var pārvērsties stabilākos "rezerves" savienojumos (HNO3, ClONO2), kuri var disociēt, veidojot radikāļus UV starojuma iedarbībā. Šie "rezerves" savienojumi var arī atgriezties troposfērā. Tomēr galvenā reaģētspējīgo daļiņu loma ir to spēja pārvērst ozonu par skābekli.


    Attēls 57. Ķīmiskie procesi stratosfērā
        Intensīvās saimnieciskās darbības rezultātā atmosfērā nokļūstošo vielu daudzums ir kļuvis samērojams ar dabisko procesu rezultātā izdalīto vielu daudzumiem. Tā dabisko vulkānisko procesu rezultātā stratosfērā gadā nokļūst no 10 000 līdz 100 000 t hlora savienojumu, kas ir salīdzināms daudzums ar to hlororganisko un citu hlora savienojumu masu, kas nokļūst stratosfērā cilvēka darbības rezultātā.
    Par ekoloģiski īpaši bīstamu tiek uzskatīts gaisa vides piesārņojums ar halogēnogļūdeņražiem, kas tiek ražoti relatīvi lielos daudzumos.
        Pieņem, ka ozona slāņa biezuma samazināšanās vispirms var ietekmēt dzīvības procesus uz Zemes. Ozona slāņa izzušanas rezultātā pieaugs elektromagnētiskā starojuma ar īsāku viļņa garumu ("cietāks" ultravioletais starojums) intensitāte. Atkarībā no bioloģiskās iedarbības UV starojumu iedala trīs starojuma intervālos atkarībā no viļņa garuma: UV-C (viļņa garums l<290 nm); UV-B (l = 290-320 nm) un UV-A (l = 320-400 nm). UV-A, UV-B starojums normāli sastopams troposfērā un to aiztur, piemēram, loga stikls. UV-C starojums normāli tiek aizturēts stratosfērā.
    5.3. VIELU ĶĪMISKĀS PĀRVĒRTĪBAS TROPOSFĒRĀ
        Troposfēra ir zemākais atmosfēras slānis, kas tieši saskaras ar Zemes virsmu. Tieši troposfērā noritošie procesi nosaka tā gaisa kvalitāti, kuru mēs elpojam, lietus ūdens tīrību un fotosintēzes procesu augos. Atmosfēras pamatsastāvs pamatvilcienos zināms jau kopš 19. gadsimta, tomēr daudzu mikropiemaisījumu izpēte turpinās vēl patlaban. Kaut arī atmosfēras mikrokomponentu daudzums bieži vien ir niecīgs, to nozīme ir nepārvērtējama. Viena tipa savienojumi ir toksiski un negatīvi ietekmē dzīvo organismu attīstību, citi ietekmē Zemes virsmas siltuma bilanci, vēl citi - ūdens tvaiku kondensācijas procesus atmosfērā utt. Visi �ie savienojumi iesaistās dažādos ķīmiskos procesos.
        Troposfēras nozīme ģeoķīmiskajos procesos ir ļoti daudzpusīga. Piemēram, troposfēra ir uzskatāma par vienu no oksidatīvo procesu galvenajiem avotiem, jo lielākā daļa gāzveidīgo vielu, kuras ģeoloģisko un bioloģisko procesu rezultātā nokļūst atmosfērā, ir vai nu to reducētās formās, vai arī zemākajā valences stāvoklī (H2S, NH3, CH4, NO utt.) Tajā pašā laikā savienojumi, kas no atmosfēras nokļūst zemē, ir augstākajā valences stāvoklī (H2, SO4, SO42-, HNO3, CO2 ).
        Oksidēšanās troposfērā notiek sekojošu procesu rezultātā:
        1) oksidēšanās gāzes fāzē;
        2) vielu izšķīšana ūdens mikropilēs un sekojoša oksidēšanās ūdens šķīdumā;
        3) vielu sorbcija uz cietu daļiņu virsmas (putekļi) un oksidēšanās uz cietās fāzes virsmas.
        Nepieciešams atzīmēt, ka tiešas oksidēšanās ar gaisa skābekli loma ir pārsteidzoši niecīga. Skābekļa molekulas troposfērā reti ir oksidēšanās procesu iniciatores.
        Pēdējā laikā veiktie pētījumi pārliecinoši pierāda, ka oksidēšanās procesi atmosfērā notiek ar brīvo radikāļu starpniecību. Tā kā brīvo radikāļu ārējā elektronu orbitālē ir pa vienam nesapārotam elektronam, tie ir spēcīgi oksidētāji. Brīvā radikāļa stāvoklī var atrasties dažādas molekulas, tomēr lielākā nozīme ir hidroksilradikāļiem.
        Hidroksilradikāļi var atmosfērā veidoties dažādu procesu rezultātā. Stratosfēras augšējos slāņos iespējama tieša ūdens tvaiku fotodisociācija:
              H2O ® HO. + H
        Tomēr atmosfēras zemākajos slāņos šis process praktiski nenotiek, jo tajos nonākošā starojuma enerģija ir pārāk niecīga.
        Troposfērā hidroksilradikāļu veidošanās procesi norit ar atomārā skābekļa atoma starpniecību, kas veidojas sekojošās reakcijās:
              O2 ® O* + O l < 175 nm
              O3 ® O2 + O l < 310 nm
              N2O ® N2 + O. l < 340 nm
              NO2 ® NO + O. l < 294 nm
        Šajos procesos radītais singletskābekļa atoms, reaģējot ar H2O, CH4, H2, u.c. atmosfēras komponentiem, veido hidroksilradikāli.
              O. + H2O ® 2 HO.
              O. + CH4 ® CH3. + .OH
              O. + H2 ® H. + .OH

    Hidroksilradikālis veidojas troposfērā arī citu reakciju rezultātā:
              HNO2 ® NO + OH. l < 340 nm
              HNO3 ® NO2 + OH. l < 335 nm
              H2O2 ® 2 OH. l < 300 nm
              CO + OH. ® CO2 + H
              CH4 + OH. ® CH3 . + H2O
        Hidroksilradikāļu reaģētspēja ir ļoti augsta un, galvenokārt, tie iesaistās reakcijās ar atmosfēras sastāvdaļām, kuru koncentrācijas ir augstākas - CO, CH4, NO.
              H + O2 ® HO2.
              O3 + OH. ® HO2. + O2
              H2O2 + OH . ® HO2. + H2O
              NO + OH. ® NOOH
        Ar hidroksilradikāļu vai atomārā ūdeņraža starpniecību norit hidroperoksīdradikāļa veidošanās.
              HO2. + NO ® NO2 + OH.
              HO2. + O3 ® 2O2 + OH.
              HO2. + OH. ® H2O + O2
              HO2. + HO2. ® H2O2 + O2

        Hidroksil- un hidroperoksīdradikāļu augstā reaģētspēja ir galvenais faktors, kas nosaka daudzu piesārņojošo vielu tālākās pārvērtības procesus atmosfērā.
        Metāna un tā homologu oksidatīvās destrukcijas procesi atmosfērā galvenokārt notiek pēc brīvo radikāļu mehānisma. Tiek uzskatīts, ka reakciju iniciē alkāna reakcija ar hidroksilradikāļiem, kurā veidojas attiecīgais alkilradikālis.
              R-CH3 + OH. ® R-CH2. + H2O
        Šo reakciju ātrums krasi pieaug, palielinoties oglekļa atomu skaitam ogļūdeņradī.
    5.4. SĒRA SAVIENOJUMI ATMOSFĒRĀ
          Sēra un slāpekļa savienojumu nozīmīgākais avots atmosfērā mūsdienās ir saimnieciskā darbība. 1976. gadā cilvēka saimnieciskās darbības rezultātā atmosfērā nokļuva ap 65% no kopējā atmosfērā nokļuvušā sēra savienojumu daudzuma, pie kam 90% no tā veidoja sēra dioksīds.
          Sērs uzskatāms par uz Zemes izplatītu elementu: tā vidējā koncentrācija Zemē ir 1.8-2.9 %, Zemes garozā- 260 mg/kg, bet atmosfērā tikai 0.6 mg/m3. Tātad lielākā daļa sēra savienojumu atrodas litosfērā un hidrosfērā. Sēra savienojumu nokļūšana vidē ir ievērojami pieaugusi kopš intensīvas cilvēka saimnieciskās darbības uzsākšanas un vispirms tā saistāma ar rūpnieciskās revolūcijas uzsākšanos. Galvenie procesi, kuru rezultātā sēra savienojumi tiek izdalīti no litosfēras, ir rūdu ieguve (daudzi metāli atrodas sulfīdu un sulfātu rūdu veidā), kurināmā (ogles, nafta, kūdra) sadedzināšana un minerālmēslu ražošana.
          Dabiskie sēra savienojumu avoti ir iztvaikošana no ūdenskrātuvēm (veidojas kālija, nātrija sulfātus saturoši aerosoli), vulkāniskā darbība, mežu ugunsgrēki. Dabisko sēra emisijas bioloģisko avotu darbības rezultātā atmosfērā visvairāk nokļūst sērūdeņradis un sulfāti. Sērūdeņraža dzīves laiks atmosfērā ir tikai dažas stundas. Turpretī SO2 un sulfāti saglabājas visai ilgi un ar gaisa masām var tikt pārnesti lielos attālumos.
          SO2 un sulfātu saturs troposfērā atkarīgs no vietas ģeogrāfiskā platuma. SO2 satura maksimums novērojams Ziemeļu puslodes platuma grādos, un tā avots ir Eiropas un Ziemeļamerikas industriālais piesārņojums (9. tabula.). Sulfātu satura maksimumu atmosfērā acīmredzot nosaka paaugstinātais SO2 saturs Ziemeļu puslodes rajonā, kā arī SO2 un H2S fotoķīmisko pārvēršanās procesu intensitātes pieaugums ekvatoriālajos rajonos.
          Reāli eksistējošās sēra savienojumu koncentrācijas atmosfēras gaisā Eiropā gandrīz nešaubīgi atkarīgas no piesārņojuma avotu tuvuma. Nepiesārņotākajos Eiropas apvidos (12% no teritorijas) raksturīgas SO2 un SO4-2 koncentrācijas 0,35 un 0,1 mg/m3 attiecīgi (pārrēķinot uz elementāro sēru). Maz piesārņotā vidē SO2 koncentrācija ir 3,5 - 4 mg/m3, bet SO4-2 koncentrācija ir 1.0 - 1,7 mg/m3.
          Stipri piesārņotos apvidos SO2 koncentrācija gaisā var sasniegt 50 mg/m3, bet SO4-2 - 30 mg/m3. Pieaugot attālumam līdz Zemes virsmai, SO2 koncentrācija strauji pazeminās, taču pieaug SO4-2/SO2 satura attiecības. Tā cēlonis ir oksidatīvo procesu lielā intensitāte troposfērā. Šos procesus iniciē brīvie radikāļi, pirmkārt, hidroksilradikālis. Tā troposfērā sērūdeņradis oksidējas līdz sēra dioksīdam pēc sekojošas shēmas:
                H2S + OH. ® H2O + HS.
                HS. + O2 ® OH. + SO.
                SO. + HO2.® SO2 + OH.
          Šo procesu rezultātā ģenerētais SO2, kā arī SO2, kas atmosfērā nokļūst dažādu antropogēno procesu rezultātā, oksidējas tālāk. Oksidēšanās process notiek divējādi:
          1) SO2 ierosināta stāvokļa veidošanās ozona ciklā UV starojuma iedarbības rezultātā:
                SO2 + hn ® SO2*290 < l < 400 nm
                SO2* + O2 ® SO3 + O
                SO3 + H2O ® H2SO4
          2) Procesi, kurus iniciē atomārais skābeklis vai brīvie radikāļi:
                SO2 + O ® SO3
          Galvenais antropogēnais sēra dioksīda avots ir fosilā kurināmā sadedzināšana. Jebkura veida fosilajā kurināmajā sērs ietilpst vai nu kā sērorganiski savienojumi, vai arī mazākā mērā kā elementārs sērs.
                S + O2 ® SO2
          Nozīmīga loma ir arī sēra dioksīda veidošanās reakcijai, oksidējoties pirītā esošajam sēram
                4FeS2 + 11O2 ® 8SO2 + 2Fe2O3
                SO2 + OH. ® HSO3.
                HSO3. + HO2. ® SO3 + OH.
                SO2 + HO2. ® SO3 + OH.
                SO2 + CH3O. ® SO3 + CH3.
          Vidējais SO2 dzīves laiks atmosfērā ir 5 diennaktis un to paātrina slāpekļa oksīdu, aerosolu, ogļūdeņražu klātbūtne.


      Attēls 58. Sēra dioksīda oksidēšanās reakciju secība atmosfērā
          Sēra trioksīds - SO3 viegli reaģē ar atmosfērā esošajiem ūdens tvaikiem, veidojot sērskābes šķīdumu.
                SO3 + H2O ® H2SO4
          Tā kā atmosfērā nokļūst arī bāziska rakstura vielas - metālu oksīdi, karbonāti, amonija joni, amonjaks, tad notiek arī reakcijas, kuru rezultātā izveidojas attiecīgo metālu vai amonija sāļi.
                SO2 + MgO ® MgSO3
                SO3 + CaO ® CaSO4
                SO3 + 2NH3 + H2 O ® (NH4)2SO4
          Metālu sulfīti tālāk oksidējas par sulfātiem. Bez tam SO2 oksidēšanās troposfērā notiek arī šķidrā fāzē, respektīvi, SO2 izšķīstot ūdenī - ūdens pilēs; t.i., oksidēšanās procesā piedalās nevis SO2, bet gan sērpaskābe H2SO3 vai hidrogēnsulfīti HSO3-. Arī oksidēšanās procesi šķidrā fāzē norit ar aktīvu brīvo radikāļu līdzdalību. Ja oksidēšanās procesi norit šķidrajā fāzē, tad to rezultātā izveidojas īpaši stabili aerosoli. SO2 un to oksidēšanās produktu transformācija ir savstarpēji saistīta.
          Sēra dioksīda oksidēšanās rezultātā izveidojušies savienojumi izkrīt gan lietus un sniega veidā (mitrie nosēdumi), gan arī kā putekļi (sausie nosēdumi). Nozīmīga daļa no sulfātjonus saturošām vielām izkrīt tieši putekļu daļiņu veidā. 


      3.6. PLANĒTU UZBŪVE UN ĶĪMISKAIS SASTĀVS

      Kad Saule bija izaugusi pietiekoši liela un "aizdegās", tad intensīvā starojuma iedarbībā vieglās gāzes no tās tuvākās apkārtnes tika "aizdzītas" uz miglāja perifēriju, kur no tām veidojās planētas-giganti, kamēr Saulei tuvākās Zemes tipa planētas veidojās galvenokārt no cietām putekļu daļiņām.
      Par planētu ķīmisko sastāvu tiešu liecību ir maz, jo uz to virsmas nav apstākļu atomu spektru ierosināšanai - planētas ir auksti ķermeņi. Par to sastāvu var spriest galvenokārt pēc netiešiem datiem. Planētu masas ir aplēstas pēc debess mehānikas likumiem, pēc masas un lieluma ir noteikts vidējais blīvums. Jau sen ir konstatēts, ka pēc masas, blīvuma un līdz ar to arī pēc sastāva Saules sistēmas planētas ir iedalāmas divās krasi atšķirīgās grupās (1. tabula):
          1) iekšējās (Zemes tipa) planētas ar lielu vidējo blīvumu;
      2) ārējās planētas ar nelielu vidējo blīvumu.

      Attēls 34. Saules sistēmas planētas

      Radiācijas virsmas temperatūra; Zemes radiācijas virsma atrodas troposfēras augšējā daļā
      ** x0 - atmosfēras noturētspēja, attiecība starp 2. kosmisko ātrumu un gāzu termisko ātrumu
      Iekšējās planētas
      Iekšējo planētu dažādā blīvuma galvenais iemesls ir to ķīmiskā sastāva atšķirības: blīvākās planētas satur vairāk metāliskās dzelzs, bet mazāk blīvās - mazāk, Saulei tuvākās (Merkurs) - relatīvi vairāk, tālākās (Marss) - mazāk (6. attēls, 2. tabula). Pieņemot, ka līdzīgi Zemei arī pārējo iekšējo planētu kodolus veido metāliska fāze, nav grūti aprēķināt šo kodolu izmērus:
      Merkuram - 0,8 no planētas radiusa,
      Venerai - 0,53,
      Zemei - 0,55,
      Marsam - 0,4.
      Merkurs - Saulei tuvākā liela blīvuma bezatmosfēras planēta. Tiešu datu par virsmas materiāla sastāvu nav. Pēc teleuzņēmumu datiem Merkura virsma ir ļoti līdzīga Mēness virsmai ar neskaitāmiem krāteriem, ielejām, grēdām. Redzamās gaismas atstarošanās koeficienti ir zemi, kas liecina par virsmas materiāla tumšo krāsu. Domājams, Merkura virsmu klāj mēnesveidīga grunts, kas satur samērā daudz stikla fāzes, dominējošais minerāls varētu būt meteorītu triecienu iespaidā daļēji apkusis piroksens.
      Attēls 35. Merkurs

      Attēls 36. Merkura virsma


      Merkurs rotē ļoti lēni, tāpēc apgaismotās un neapgaismotās puses temperatūras ir ļoti atšķirīgas - pret Sauli pavērstajā pusē temperatūra sasniedz 625 K, bet tumšajā, neapspīdētajā pusē tā ir 10-20 K. Ja Merkuram būtu atmosfēra, tad šādos apstākļos aukstajā pusē vairums gāzu sasaltu, bet karstajā aizplūstu Visuma telpā. Tomēr iespējams, ka Merkuram ir neliela, nepastāvīga argona atmosfēra, kas veidojas 40K sabrukšanas rezultātā.

      Venera - pēc izmēriem, masas un vidējā blīvuma tuva Zemei, ir bieza un silta atmosfēra, kurā dominē (96,5 %) ogļskābā gāze, ir arī slāpeklis (~3 %), skābeklis (0,4 %), ūdens tvaiki, SO2, CO, pat formaldehīds, virsmas temperatūra 747±20 K, spiediens 20 atm. Visticamākais CO2 avots ir augstajās temperatūrās noritošās karbonātu sadalīšanās reakcijas pēc shēmas: CaCO3 + SiO2 ® CaSiO3 + CO2. Slāpekļa avots ir vulkāniskas izcelsmes NH4Cl: NH4Cl + CO2® (NH4)2 CO3 ® NH3 ® N2.
      Skābeklis, domājams, rodas, sadaloties ūdens molekulām Saules radiācijas iespaidā. Otrs šādas sadalīšanās komponents H2 izkliedējas kosmiskajā telpā, par ko liecina Veneras ūdeņraža vainags. Rezultātā Venera zaudē savu ūdens krājumu un lēnām izžūst. Lielais atmosfēras CO2 daudzums rada spēcīgu siltumnīcas efektu, augstas virsmas temperatūras, pie kurām viss virsmas ūdens ir gāzveida stāvoklī. Par Veneras virsmas iežiem sākotnēji sprieda pēc automātiskās starpplanētu stacijas "Venera" gamma radioaktivitātes mērījumiem, vēlāk citu staciju nogādātie instrumenti ir veikuši Veneras vielas rentgenfluorescences analīzes, pēc kurām Veneras virsmas ieži ir tuvi gabro-bazaltiem, kosmiskā kuģa "Vega" nosēšanās vietā konstatēts paaaugstināts sēra saturs, iespējams, vulkāniskas izcelsmes.

      Attēls 37. Venēra

      Zeme - lielākā no iekšējām planētām ar vislielāko vidējo blīvumu. No pārējām planētām atšķiras ar slāpekļa-skābekļa atmosfēru, kas nenoliedzami ir dzīvības producēta. Ar analītiskām metodēm ir izzināts tikai augšējo Zemes sfēru (Zemes garoza, hidro- un atmosfēra) sastāvs, kuras kopā sastāda mazāk par 1% no Zemes masas. Par dziļāko sfēru sastāvu un vielas stāvokli var spriest pēc Zemes fizikālajiem parametriem un ģeofizikas datiem. Zemes vidējais blīvums ir 5,517±0,04 g/cm3, vidējais Zemes garozas blīvums ~2,65 g/cm3. Jau tas vien norāda, ka planētas iekšienē ir blīvu, smagu masu sakopojumi. Zemes magnētiskais lauks, savukārt, liecina, ka daļa šo masu ir metāliskā stāvoklī.
      Marss - no Saules vistālākā iekšējā planēta ar vismazāko blīvumu. Ir retināta atmosfēra, kas tomēr netraucē tieši novērot virsmu. Ir arī vairāku kosmisko aparātu dati. Lielākā daļa planētas virsmas ir oranža, ko varētu izsaukt smalkgraudaini, ar dzelzs oksīdu plēvītēm klāti silikātiežu sairšanas produkti. Pēc "Viking" sērijas automātiskās starpplanētu stacijas pārrraidītajiem rentgenfluorescentās spektroskopijas datiem Marsa grunts atbilst bāziskiem iežiem un to dēdēšanas produktiem - ar dzelzi bagātiem māliem, iespējama arī hlorīdu un karbonātu klātbūtne. Galvenais atmosfēras komponents ir CO2, niecīgos daudzumos ir skābeklis, galvenokārt kā reakcijas 2CO2 ® 2CO + O2 produkts, ir arī ūdens, vairāk uz planētas virsmas cietā agregātstāvoklī, mazāk atmosfērā, jo Marss ir auksta planēta, uz ekvatora vidējā temperatūra ir -24oC.

      Attēls 39. Marsa uzbūve


      Attēls 38. Marss
      Ūdens un skābekļa klātbūtne bija pamats uzskatam par dzīvības, visdrīzāk augu valsts, iespējamību uz Marsa, ko gan būtiski iespaidotu gigantiskās smilšu vētras, kurās daļiņu ātrums sasniedz 150 km/sek. Šādu vētru no 100 km augstuma ir nofotografējusi viena no Mariner tipa automātiskajām stacijām. Ar teleuzņēmumiem ir pierādīts Marsa aktīvais vulkānisms ar gāzu mākoņiem virs krāteriem. Marsa polārās cepures sastāv no ledus un cietas ogļskābās gāzes, teleuzņēmumi liecina par šo cepuru sezonālu palielināšanos un samazināšanos.


      Attēls 40. Venēra uz Mēness fona

      Mēness - neviens no Zemes iežiem nav pētīts tik rūpīgi un ar tik modernu metožu kompleksu kā Mēness iežu paraugi. Kopīgā uz Zemes nogādāto Mēness iežu paraugu masa pārsniedz 400 kg. Mēness virsmā izdalās gaiši apgabali - augstienes un kalnu grēdas (apmēram 85 % no virsmas) un tumši apgabali, t.s. jūras. Augstienes sastāv galvenokārt no anortozītiem, jūras no bazaltiem, kuri gan no tipiskajiem Zemes bazaltiem atšķiras ar zemāku Fe un Ti saturu. Uz Mēness nav granītu slāņa, nav nogulumiežu un, protams, nav hidro- un atmosfēras. Pašu Mēness virsmu klāj irdena grunts - regolīts (gr. regos - pārklājs), kura sastāvā daudz stiklaina materiāla - meteorītu triecienu rezultāts. Regolītu augšējā kārtā atzīmētas visai augstas cēlgāzu (He, Ne, Ar) koncentrācijas, kas izskaidrojamas ar Saules vēja iedarbību, konstatēti arī 22Na un 26Al. Analizētajos Mēness iežu paraugos konstatēto minerālu skaits nav liels, dominē pirokseni, plagioklazi ar 75-95 % anortīta, ilmenīts, olivīns, SiO2 paveidi kristobalīts un tridimīts, K laukšpats, apatīts, biotīts, amfiboli, kalcīts. Sastapti arī Zemei netipiski minerāli - ar Mn bagāts piroksens, špineļi ar Cr un Ti, trankvilīts TiZrO4. Tādējādi Mēness ieži, salīdzinot ar līdzīgiem Zemes iežiem, satur vairāk Ti, Cr, Mn, Zr.
      Mēness bazaltu vecums ir 3,8-4,5 miljardi gadu, kas atbilst maksimālās magmatiskās aktivitātes laikam. Zemes garozā tik seni ieži sastapti ārkārtīgi reti. Paša Mēness kā patstāvīgi eksistējoša debess ķermeņa vecums (pēc Sr un Pb) ir tuvs 4,5 miljardiem gadu, kas sakrīt ar meteorītu vecumu. Pašlaik vislabāk pamatots ir uzskats par Mēness rašanos Zemes un kādas citas nelielas planētas sadursmes rezultātā, kas, iespējams, notikusi apmēram 50 miljonus gadu pēc Saules sistēmas izveidošanās. Šāda sadursme ļoti būtiski varēja ietekmēt arī Zemes termisko režīmu un sekmēt vielas diferenciāciju tās dzīlēs. Vidējais Mēness vielas blīvums ir 3,34 g/cm3, virsmas iežu blīvums nedaudz mazāks, kas liecina par zināmu, bet visai vāju, diferenciāciju.
      Elementu relatīvā izplatība Mēness iežos:
      >10% - O, Si, Fe
      1-10% - Ca, Mg, Al, Ti
      0,1-1% - S, Na, K, Cr, Mn
      0,01-0,1% - C, N, P, Cl, Sr, Y, Zr, Ba
      0,001-0,01% - F, Se. V, Co, Ni, Zn, Nb, La, Ce, Pr, Nd, Sm, Gd, Dy, Er, Yb, Hf
      0,0001-0,001% - Li, Be, B, Cu, Ga, Rb, Ge, Tb, Ho, Tm, Lu, Ta
      Ārējās planētas
      Salīdzinot ar iekšējām, tās ir gigantiski ķermeņi (izņemot Plutonu), bet ar nelielu blīvumu, kas liecina par ievērojamu gāzu lomu. Šo planētu uzbūvē var izdalīt vairākas sfēras (7. attēls):
      · ārējā, gāzveida, dominē molekulārs ūdeņradis, pakārtota loma hēlijam, metānam, amonjakam;
      · stipri saspiesta molekulāra ūdeņraža sfēra bez robežvirsmas ar ārējo sfēru;
      · metālisks ūdeņradis, lielajos spiedienos protoni un elektroni pastāv atsevišķi;
      · metālisks hēlijs;
      · dzelzs un silikātu kodols, augsto temperatūru dēļ (10000-30000o), domājams, šķidrs, pēc dažu speciālistu domām ciets.



      Attēls 41. Saules sistēmas planētu uzbūve



      Attēls 42. Jupitera mākoņi



      Attēls 43. Jupiters

      Jupiters - pēc masas 318 x lielāks par Zemi, pēc diametra 11 x, ja būtu vēl ~ 10 x lielāks, tad dzīļu temperatūra būtu piemērota kodolu sintēzes procesiem. Virsmas temperatūra ~ -130oC (140 K). Ir spēcīgs magnētiskais lauks. Ārējā gāzveida sfēra (atmosfēra?) sastāda 2 % no Jupitera radiusa, satur 77 % H un 20 % He, pārējais amonjaks un metāns. Dziļāk viela paliek blīvāka, zināmā mērā līdzinoties šķidrumam (attālumi starp molekulām ir tuvi pašu molekulu izmēriem), bet bez robežvirsmas ar atmosfēru; šī sfēra aizņem 22 % no planētas radiusa, bet apmēram pusi no tā - metālizētā ūdeņraža sfēra, kura rada spēcīgo planētas magnētisko lauku. Dzelzs-silikātu kodols aizņem 1/4 daļu no Jupitera radiusa, tā temperatūra sasniedz 25000 K, spiediens 5 milj.MPa. Daži speciālisti turpretī uzskata, ka Jupiteram dzelzs-silikātu kodola vispār nav. Jupiters uzskatāms par kaut ko vidēju starp pundurzvaigznīti un Zemes tipa planētām.


      Attēls 44. Saturs un Saturna gredzeni

      Saturns - vienīgā planēta, kuras blīvums ir mazāks par 1 g/cm3. Pēc masas 95 x, pēc diametra 9,4 x lielāks par Zemi. Redzamā virsma ir ārējā gāzveida slānī peldoša mākoņu sega ar temperatūru ~ -190oC (80 K). Atmosfēru veido galvenokārt H un He (~10 %), konstatēti arī metāns, etāns, acetilēns; tās biezums ~ 1000 km. Dziļāko sfēru biezumu attiecības ir līdzīgas Jupiteram, kodola temperatūra ~ 20000o. Ir magnētiskais lauks, bet vājāks nekā Jupiteram. Slavenos Saturna gredzenus veido ledus un akmeņi līdz 10 m diametrā.


      Urāns un Neptūns tiek dēvēti arī par planētām-dvīņiem, abas ir gandrīz vienāda lieluma un blīvuma. Abu planētu centrā temperatūra ir ~ 12000o, uz virsmas Urānam -215oC (55 K), Neptūnam - -225oC (45 K). Atmosfērā apmēram puse ir ūdeņradis, apmēram 20 % metāns, ne mazāk par 5 % amonjaks, pārējais hēlijs, etāns, acetilēns. Abu planētu redzamā virsma ir peldoša mākoņu sega.


      Attēls 45. Urāns



      Attēls 46. Neptūna mākoņu sega

      Plutonu sauc arī par mīklu planētu, mazāks par Zemi, tā diametrs ir 2500 km, masa 500 x mazāka par Zemes masu. Virsmas temperatūra -230oC (40 K). Atmosfērā dominē metāns, iespējams, ka virsmu klāj metāna ledus, tās temperatūra tuva absolūtajai nullei. Diennakts garums atbilst 6,3 Zemes diennaktīm, gada 248 Zemes gadiem. Ir izteikts viedoklis, ka Plutons savulaik ir bijis Neptūna pavadonis.



      Attēls 47. Plutons

      Katram ķīmiskajam savienojumam ir savs noteikts kritiskais spiediens un temperatūra, kurus pārsniedzot, nav fizikālas starpības starp šķidrumu un gāzi, nav šo fāžu robežvirsmas. No tā izriet, ka nevienai no Saules sistēmas planētām nevar būt ne šķidra hēlija, ne ūdeņraža okeāna, jo to kritiskās temperatūras ir attiecīgi 5 un 33 K, bet visu planētu virsmas temperatūras ir augstākas. Šis pats iemesls izslēdz arī metāna un amonjaka okeānu pastāvēšanu. 
      5.5. SLĀPEKĻA SAVIENOJUMI ATMOSFĒRĀ
          Slāpeklis sastāda 76% no atmosfēras masas, bet litosfērā un hidrosfērā slāpekļa savienojumu koncentrācijas ir ievērojami zemākas. Atšķirībā no skābekļa, tas ir inerts un tiešā veidā lielākā daļa dzīvo organismu nespēj to asimilēt, jo saite starp slāpekļa atomiem slāpekļa molekulā NŗN ir uzskatāma par ļoti stabilu un tās saraušanai nepieciešamā enerģija ir 950 kJ/mol. Līdz ar to slāpekļa aprites ciklā norit dažādi procesi, kas saista slāpekļa savienojumus atšķirīgās to oksidācijas pakāpēs (attēls 61.). Liela loma slāpekļa ciklā ir mikroorganismu izraisītām reakcijām, jo hidro- un litosfērā tieši tie realizē lielāko daļu slāpekļa savienojumu pārvērtību.
          Slāpekļa savienojumi atmosfērā sastopami sekojošu savienojumu veidā: N2O, NO, N2O3, N2O4, N2O5, NH3, amonija sāļi. Pārējie slāpekļa oksīdi vai nu veidojas kā starpprodukti dažādās reakcijās vai arī ir nestabili un ātri sadalās:
                N2O3 ® NO + NO2
                2N2O3 ® 4NO + O2
                N2O4 « 2NO2
                NO + N2O5 ® 3NO2
                N2O5 ® N2O3 + O2
                N2O5 + H2O ® 2HNO3
          1914. gadā vācu ķīmiķi F.Hābers un U.Bošs izstrādāja metodi amonjaka ražošanai no atmosfēras slāpekļa, kas radīja pamatu liela mēroga minerālmēslu rūpniecības attīstībai. Mūsdienās minerālmēslu ražošanas kopapjoms ir 80 ´ 106 tonnas/gadā, kas aptuveni atbilst tam slāpekļa apjomam, kas tiek fiksēts mikroorganismu darbības rezultātā - 140 ´ 106 tonnas/gadā. Tomēr lielā mērā cilvēces iztiku nodrošina tieši minerālmēslu izmantošanas pieaugums.
          Reakcijas, kurās mikroorganismi fiksē atmosfēras slāpekli, pārvēršot to amonjakā, noris, oksidējot ogļūdeņražus kā enerģijas avotu.

      3{CH2O}n + 3H2O + 2N2 + 4H+ ® 3CO2 + 4NH4+
          Slāpekli spēj saistīt baktērijas vai arī zilaļģes, bet bioķīmiski šo procesu katalizē ferments nitrogenāze. Brīvi dzīvojoši mikroorganismi producē 1 - 5 kg N/ha, bet gumiņbaktērijas 100 - 300 kg N/ha.
          Nākošais nozīmīgākais posms slāpekļa aprites ciklā ir nitrifikācija, jo augi labāk asimilē nitrātjonus nevis amonija jonus.
                4NH4+ + 6O2 ® 4NO2- + 8H+ + 4H2O
                2NO2- + O2 ® 2NO3-
          Kā starpprodukti nitrifikācijas procesā veidojas nitrītjoni, kas ir izteikti toksiski. Augos un dzīvniekos slāpeklis atrodas amīnu, heterociklisko savienojumu (aminoskābes, nukleīnskābju komponenti) un aminoskābju veidā, pie kam tā oksidācijas pakāpe ir zemākā (-3). Šo slāpekļa organisko savienojumu transformācijas procesā veidojas amonjaks.
                (NH2)2CO + H2O ® 2NH3 + CO2
          Noslēdzošais slāpekļa aprites cikla posms ir N2 veidošanās. Šis process norit gan aerobos, gan anaerobos apstākļos augsnē un okeānu ūdeņos. Anaerobā vidē kā denitrifikācijas reakcijas enerģijas avots tiek izmantoti ogļūdeņraži.

      5{CH2O}n + 4NO3- + 4H+ ® 2N2 + 5CO2 + 7H2O
          Nitrātu reducēšanas procesā var veidoties arī N2O.
          Slāpekļa (I) oksīds (N2O) dabiski ir sastopams atmosfērā kā dažādu bioloģisku pārvērtību produkts.
          N2O antropogēnās emisijas apjoms ir relatīvi niecīgs un līdz ar to piesārņojums ar slāpekļa (I) oksīdu, īpaši ņemot vērā tā zemo toksiskumu, nav uzskatāms par bīstamu dzīvajiem organismiem. Šī viela ir bez smakas un garšas, ķīmiski inerta. Nelielos daudzumos tā izdalās slāpekļskābes ražošanas procesā, to izmanto kā narkozes līdzekli medicīnā, tehnikā kā inertu gāzi. Toksiska iedarbība nav konstatēta. N2O atmosfērā nokļūst galvenokārt denitrifikācijas procesu rezultātā un tā ikgadējās emisijas apjoms sastāda 100 milj.t. gadā. Kopējais N2O daudzums atmosfērā ir 2000 milj.t. Tā aprites periods ir 20 gadu, un N2O saturs atmosfērā pieaug par 0,3% gadā. Līdz ar to N2O uzskatāma par vienu no nozīmīgākajām siltumnīcas efektu izraisošām gāzēm.
      Galvenie procesi, kas nosaka N2O tālākās pārvērtības, ir fotodisociācija, mijiedarbība ar ierosinātiem skābekļa atomiem.
                N2O ® N2 + O l < 250 nm
                N2O + O ® N2 + O2
                N2O + O ® 2NO
          Tā kā atomārā skābekļa koncentrācija troposfērā ir visai niecīga, tad tas sadalās galvenokārt augstākos atmosfēras slāņos, fotodisociācijas procesu rezultātā veidojos galvenokārt slāpekļa molekulu vai slāpekļa oksīdu NO. N2O fotolīzes procesi intensīvi norit virs 20 km augstuma.
          No vides piesārņojuma viedokļa īpaša vērība piešķirama slāpekļa oksīdam NO un dioksīdam NO2.
          Slāpekļa (II) oksīds NO ir bezkrāsaina gāze, bez smakas, nedegoša. Tomēr gaisā tā viegli oksidējas par NO2 un tāpēc parasti aplūko abu šo oksīdu summu NOx. Slāpekļa (II), kā arī slāpekļa (IV) oksīdi ir stipri toksiski. Slāpekļa (II) oksīds galvenokārt veidojas dažādu augsttemperatūras procesu rezultātā, reaģējot skābeklim ar slāpekli.
                N2 + O2 ® 2NO
                N2 + 2O2 ® 2NO2
          Šīs reakcijas ātrums ir atkarīgs no temperatūras, respektīvi, pievadītās enerģijas daudzuma (enerģijas daudzums, kas jāpievada O=O saites pārraušanai, ir 118 kcal/mol, bet NŗN saites pārraušanai ir 225 kcal/mol). Slāpekļa oksīdu veidošanās reakciju mehānisms ir sekojošs:
                O2 ® O + O
                N2 + O ® NO + N
                N + O2 ® NO + O



      Attēls 61. Slāpekļa ģeoķīmiskās aprites cikls ( - vielas daudzums tās tilpē ´ 109 kg N, ® ´ 109 kg N/gadā)



      Attēls 62. Slāpekļa savienojumi tā ģeoķīmiskajā aprites ciklā
          Pie 2000oC temperatūras NO, N2 un O2 molekulu savstarpējā reakcija ir līdzsvara stāvoklī. NO veidošanās procesu intensitāti ietekmē tas, cik ātri izveidotā molekula tiek izvadīta no reakcijas zonas. Tātad slāpekļa oksīdi veidojas visos procesos, kuri norit pie augstām temperatūrām: dzirksteles, plazmas, sadedzināšanas, eksplozijas.
          Slāpekļa oksīdi veidojas arī automobiļu dzinēju darbības rezultātā. No darba aizsardzības viedokļa bīstama var būt paaugstināta slāpekļa oksīdu daudzumu izdalīšanās elektrometināšanas procesu gaitā, it īpaši slēgtās telpās.
          Slāpekļa oksīdu sintēze paaugstinātā temperatūrā notiek ar atomārā skābekļa starpniecību.
                N2 + O ® NO + N
                N + O2 ® NO + O
                N2 + O2 ® 2NO
          Bez tam slāpekļa oksīdu sintēzē aktīvu līdzdalību var ņemt arī ogļūdeņraži, veidojot brīvos radikāļus un hidroksilradikāļus.
                RH + O ® R. + HO.
                N + HO. ® NO + H.
          Slāpekļa oksīdi veidojas, arī sadedzinot degvielā esošos slāpekļa organiskos savienojumus, turklāt šis process var noritēt ievērojami zemākā temperatūrā kā NOx termiskā sintēze.
          Nonākot atmosfērā, slāpekļa oksīdi iesaistās dažādās ķīmiskās reakcijās.
          Slāpekļa oksīds un dioksīds var savstarpēji pārvērsties.
                2NO + O2 ® 2NO2
                NO + HOO. ® NO2 + HO.
                NO + O ® NO2
                NO + O3® NO2 + O2
                NO + ROO. ® NO2 + RO.
                NO2 + hn ® NO + O
                NO2 + hn ® NO2*
          Stratosfērā nokļuvušie slāpekļa oksīdi var ņemt dalību ozona sabrukšanas ciklā. Stratosfērā vērā ņemams slāpekļa oksīdu avots ir virsskaņas lidmašīnas.
          Tajā pašā laikā ar slāpekļa oksīdiem stratosfērā var notikt pārvērtības, kuru rezultātā reģenerējas reaģētspējīgas daļiņas, kas ir spējīgas producēt ozonu.
                NO2 + hn ® NO + O
                NO + HOO. ® NO2 + HO.
          Liela nozīme atmosfērā ir procesiem, kuru rezultātā veidojas slāpekļskābe HNO3. Ap 44% HNO3 troposfērā izveidojas, reaģējot slāpekļa dioksīdam ar hidroksilradikāli:
                NO2 + HO. ® HNO3
          Ap 24% HNO3 atmosfērā izveidojas, reaģējot slāpekļa pentoksīdam ar H2O. Ap 28% no HNO3 atmosfērā izveidojas, reaģējot N2O3 ar hidroperoksīd- un hidroksilradikāļiem.
          Paralēli slāpekļskābes veidošanās procesiem notiek arī tās disociācijas procesi.
                HNO3 ® OH. + NO2
          Izveidojusies HNO3 galvenokārt izkrīt ar nokrišņiem gan skābes, gan sāļu veidā. No nitrātu sāļiem atmosfērā galvenokārt atrodams amonija nitrāts (NH4NO3).
          Tā kā slāpekļa oksīdu fotoķīmiskās pārvērtības un arī izvadīšana no atmosfēras norit visai ātri, tad nokrišņu paskābināšanās slāpekļa savienojumu klātbūtnes rezultātā būtiski ietekmē apvidus piesārņojuma avotu tuvumā.
          Ņemot vērā slāpekļa oksīdu producēšanas ievērojamos apjomus (globālās emisijas kopapjoms ir 86 milj.t./gadā), tie var negatīvi ietekmēt gan vidē noritošos procesus, gan arī cilvēku un dzīvnieku veselību.
          Kopumā slāpekļa oksīdu emisija mūsdienās ir kļuvusi Eiropā par vienu no bīstamākajiem vides piesārņojuma faktoriem. Īpaši aktuāli šie jautājumi ir Baltijas jūras baseina valstīs, kur slāpekļa savienojumu slodze nosaka daudzus negatīvus procesus, kas norit šajā reģionā. Līdz ar to aktuāls kļūst jautājums par slāpekļa oksīdu emisijas kontroli - tās ierobežošanu.

      5.6. OGLEKĻA OKSĪDI ATMOSFĒRĀ
            Ogleklis ir nozīmīgākais dzīvos organismus veidojošais elements. Oglekļa izplatību uz Zemes raksturo sekojoši skaitļi: vidējā izplatība uz Zemes- 350 mg/kg, Zemes garozā- 200 mg/kg, atmosfērā- 338 mg/m3. Tomēr arī vielu apritē ogleklim ir īpaša loma, ko lielā mērā nosaka tā nozīme atmosfērā noritošajos procesos. Vienlaikus var atzīmēt, ka no kopējā oglekļa daudzuma, kas ietilpst Zemes sastāvā, tikai tā daļa var iesaistīties biosfērā.
        Atmosfērā ogleklis atrodas oglekļa oksīda (CO), oglekļa dioksīda (CO2) un metāna veidā (CH4), un šo gāzu klātbūtne būtiski ietekmē atmosfēras īpašības (siltuma bilanci) un līdz ar to arī klimatu uz Zemes. Līdz ar to oglekļa oksīdu emisijas apjoma pieaugums var kļūt par faktoru, kas var negatīvi ietekmēt vidē noritošos procesus. Arī ogļskābās gāzes saturs gaisā ir ticis pētīts. Piemēram, novērojumi, kuri ir tikuši veikti Mauna Loa (Havaju salas) observatorijā, sākot no 1958. Gada, ir parādījuši, ka ogļskābās gāzes koncentrācija novērojumu punktā, kas atrodas tālu no tieša piesārņojuma avotiem, uzrāda vidēji pieaugumu par 0.46 % gadā (attēls 63.).


          Attēls 63. Ogļskābās gāzes koncentrācijas atmosfērā izmaiņas Mauna Loa observatorijā (Havaju salas)


          Attēls 64 Ogļskābās gāzes emisijas apjoma pieauguma ātrums pēdējo gadsimtu laikā.
              Jāatzīmē, ka CO2 koncentrācija ievērojami mainās atkarībā no sezonas, kas saistīts ar fotosintētisko procesu intensitātes izmaiņas sezonālo raksturu. Līdzīgi rezultāti konstatēti arī citās pētījumu stacijās. Tiek vērtēts, ka pēdējo 100 gadu laikā CO2 antropogēnās emisijas apjoms pieaudzis vidēji par 2.5 % gadā. CO2 saturu gaisā ietekmē arī mežu platību samazināšanās. Pašreizējais CO2 antropogēnās emisijas apjoms sastāda 6.0 ± 0.5 GtC/gadā (1990), bet atkarībā no iedzīvotāju skaita pieauguma modeļa tiek lēsts, ka 2100. gadā tas var sasniegt pat līdz 35.8 GtC/gadā.

              Attēls 65. Temperatūras mainība pēdējo 40 000 gadu laikā Grenlandē

              Oglekļa oksīds CO (tvana gāze) vispirms var būt nozīmīgs no cilvēka dzīves vides un darba zonas piesārņojuma viedokļa. Kopējo CO daudzumu Zemes atmosfērā vērtē uz 530 000 000 tonnu, pie kam tā uzturēšanās laiks ir no 36 līdz 110 dienām. Galvenie emisijas avoti ir dažādi dabiskie procesi: dzīvo organismu sadalīšanās (īpaši zaļo augu hlorofila sadalīšanās), augu, bet īpaši jūras organismu metaboliskie procesi. Par būtisku oglekļa oksīdu avotu uzskatāmi dažādi fotoķīmiskie procesi (īpaši metāna oksidēšanās), kuros CO izdalās kā blakusprodukts.

          Attēls 65. Oglekļa cikls



          Attēls 66. No Saules nākošā elektromagnētiskā starojuma absorbcijas princips Zemes atmosfērā. Jo augstāka CO2 un H2O koncentrācija, jo vairāk infrasarkanā starojuma tiek absorbēts un reemitēts.
              Oglekļa oksīda transformācijas procesi galvenokārt norit ar hidroksil- un hidroperoksīdradikāļu starpniecību, atomāro skābekli vai ozonu.
                    HO. + CO ® CO2 + H
                    HO2. + CO ® HO. + CO2
              Jāatzīmē arī augsnes lielā loma oglekļa oksīda saistīšanā, ko nosaka augsnes mikroorganismu darbība.
              Oglekļa dioksīds sastāda 0,034% no atmosfēras tilpuma. Tajā pašā laikā šīs vielas loma atmosfērā noritošajos procesos ir ļoti liela. Oglekļa dioksīds absorbē (tāpat kā ūdens molekulas, ozons, metāns un citas vielas) un atstaro infrasarkano starojumu, kuru emitē Zemes virsma (attēls 66). Tā kā no Saules nākošais infrasarkanais starojums tiek atstarots kosmiskajā telpā mazākā mērā nekā no Zemes virsmas nākošais, bet CO2 koncentrācija atmosfērā pieaug, ir izvirzīta hipotēze, ka tas kopumā var novest pie tā saucamā siltumnīcas efekta, proti, temperatūras pieauguma uz Zemes. Vienlaikus siltumnīcas efekts uzskatāms par parādību, kas nosaka arī esošo Zemes klimatu. Temperatūru uz Zemes nosaka līdzsvars starp ienākošo Saules starojuma enerģiju un no Zemes virsmas atstaroto enerģiju. Saules enerģijas daļu, kas tiek atstarota, sauc par albedo. Atstarots no zemes virsmas tiek vispirms starojums ar augstu viļņa garumu- infrasarkanais starojums, un to var aprakstīt ar Stefana-Bolcmana likumu:
              kur: e- konstante, kas apraksta atstarošanas intensitāti no Zemes virsmas (vidēji 0.97 ūdens virsmai);
                  s-absolūti melnā ķermeņa starojuma konstante 5.7 ´ 10-12 W/cm2K4;
                  T-absolūtā temperatūra.
              Jāatzīmē, ka pēc šīs formulas aprēķinātā Zemes temperatūra ir ievērojami zemāka nekā tā, kāda tā ir faktiski. Tātad esošā temperatūra uz Zemes, kas faktiski nodrošina dzīvības pastāvēšanu, lielā mērā ir atkarīga no siltumnīcas efekta pastāvēšanas. Vienlaikus jāatzīmē, ka dažādās siltumnīcas efektu veidojošās vielas var dažādā mērā ietekmēt Zemes klimatu, gan, ņemot vērā to spēju atstarot atpakaļ infrasarkano starojumu, gan arī to koncentrāciju atmosfērā.
              Ņemot vērā CO2 emisijas apjomu pieaugumu, tiek vērtēts, ka līdz nākošā gadsimta vidum oglekļa dioksīda saturs dubultosies, salīdzinot ar mūsdienām, kas var novest pie Zemes vidējās temperatūras palielināšanās par 1,5 - 4,50 C. Bez CO2 un CO siltumnīcas efektu izraisa vēl vesela rinda vielu, kuru potenciālā ietekme uz iespējamām klimata izmaiņām ievērojami atšķiras. Ja CO2 potenciālo ietekmi uz Zemes klimatu pieņem par 1, tad citu siltumnīcas efektu izraisošo vielu relatīvais potenciāls ietekmēt Zemes siltuma bilanci var būt ievērojami lielāks: metānam tas ir 11, N2O- 270, bet freonam CF3Cl- 3400. Tajā pašā laikā ir jāatzīmē, ka atšķirīgu pētnieku grupu vērtējumi par faktisku CO2 pieauguma ietekmes scenāriju visai būtiski atšķiras.
              Attēls 67. Temperatūras anomāliju raksturs Eiropā 1999 gada februārī

              Attēls 68. Ledus urbumu veikšana Grenlandē klimata mainības izpētei

          Attēls 69. Ogļskābās gāzes un atmosfēras temperatūras izmaiņu kopsakarības

              Nozīmīgs CO2 antropogēnās emisijas avots ir fosilā kurināmā sadedzināšana. Tomēr pastāv arī citi tā emisijas avoti, kuru loma kopējā ogļskābes bilancē ir ievērojami mazāk apzināta. Tādu vidū vispirms var minēt dabisko augšņu kultivēšanu, kas noved pie augsnes organiskās vielas intensīvas oksidēšanas par CO2.
              Bez oglekļa oksīdiem arī citi oglekļa savienojumi var ievērojami ietekmēt Zemes siltuma bilanci. Šo savienojumu vidū vispirms var minēt metānu CH4. Tiek pieņemts, ka pēdējās desmitgades laikā metāna saturs atmosfērā pieaug par 1-2 % gadā un lielā mērā to nosaka cilvēka darbība. Galvenie metāna avoti ir organiskās vielas sadalīšanās bezskābekļa vidē jeb anaeroba sadalīšanās. Līdz ar to lopkopības un lauksaimniecības attīstība producē metāna daudzumu, kas salīdzināmi ar tā emisijas apjomiem dabisko procesu rezultātā. Ievērojami metāna avoti izdalās rīsa audzēšanas procesā. Par nozīmīgiem metāna koncentrācijas pieauguma avotiem atmosfērā var uzskatīt arī naftas ieguves un pārstrādes industriju, metāna izdalīšanos sadzīves un ražošanas atkritumu sadalīšanās rezultātā. Ņemot vērā metāna dzīves laiku (10 gadi) atmosfērā un to, ka, tam degradējoties, veidojas CO2, metāns uzskatāms par videi bīstamu siltumnīcas efektu izraisošu gāzi. Vienlaikus daudzi procesi, kas nosaka metāna apriti vidē, nav pietiekami izpētīti un, piemēram, metāna klatrāti (ledus struktūras, kas satur ieslēgtas metāna molekulas), gan mūžīgā sasaluma joslā, gan ledājos satur ievērojamus metāna daudzumus.


          5.7. AEROSOLI UN PUTEKĻI ATMOSFĒRĀ

              Atmosfēras gaisā var atrast visdažādākā tipa, sastāva un izmēru daļiņas. To izmēri var mainīties no mikrona līdz milimetra daļām. Smalkākās daļiņas (izmēri < 10 mm) apzīmē par aerosoliem, bet rupjākās par putekļiem. Arī šķīdumu mikropilītes (migla) pieskaitāmas pie aerosoliem. Aerosolus var iedalīt atkarībā no izcelsmes avota, kas var būt zeme, jūra (pirmējie aerosoli) vai cilvēku darbība, kā arī aerosolu veidošanās ķīmisku vai mehānisku procesu rezultātā (sekundārie aerosoli). Galvenie aerosolu veidošanās avoti ir dažādi dabīgie procesi - augsnes, to veidojošo minerālu daļiņu nokļūšana atmosfērā vēja darbības rezultātā, putekļu vētras, vulkānu izvirdumi, mežu ugunsgrēki, iztvaikošana no jūru un okeānu virsmas (veidojas sāļu aerosoli). Tomēr mūsdienās cilvēka darbība nosaka liela daudzuma aerosolu un putekļu nokļūšanu gaisā. Galveno antropogēnās izcelsmes avotu vidū jāmin tādi procesi kā enerģijas ieguve, celtniecības materiālu ražošana un kalnrūpniecība, lauksaimniecība, aviotransports un citi .
              Aerosoli var veidoties, kā arī gaisā nokļuvušu daļiņu sastāvs var mainīties, dažādu ķīmisku reakciju rezultātā. Šeit vispirms ir jāmin sēra un slāpekļa oksīdu lielā loma šādos procesos. Tā kā gaisā esošās cieto vielu daļiņas kalpo par kondensācijas centru ūdens tvaikiem, tad praktiski visas šādas reakcijas norit ūdens vidē vai klātbūtnē, un tipiskākie to piemēri saistās ar skābo nokrišņu veidošanos.
                    2SO2 + O2 + 2H2O ® 2H2SO4
                    H2SO4 + 2NH3 ® (NH4)2SO4
                    H2SO4 + CaCO3 ® CaSO4 + H2O+ CO2
              Aerosolu likteni un veido�anos atmosfēras gaisā ietekmē arī vairāki mehānismi un fizikālie procesi:
              1. Koagulācija un sedimentācija. Sīkākās aerosolu daļiņas var salipt, veidojot lielākus agregātus. Šis process ietekmē aerosolu un putekļu stabilitāti un to uzturēšanās laiku atmosfērā. Daļiņu izkrišanas ātrumu var aprakstīt ar Stoksa formulu.

          kur: n - izkrišanas ātrums, cm/sek;
              g - brīvās krišanas paātrinājums cm2/sek;
              d - daļiņas diametrs, cm;
              P1; P2 - daļiņas un gaisa blīvums, g/cm3;
              h - gaisa viskozitāte, puāzi.
              Daļiņas, kuru izmēri ir mazāki par 0,01 mm, ir pakļautas Brauna kustībai un to izkrišana notiek ļoti lēni, bet daļiņas, kas ir lielākas par 10 mm, izkrīt ātri.
              2. Atmosfērā esošie putekļi un aerosoli (0.1-20 mm) kalpo par ūdens tvaiku kondensācijas centriem un šādā veidā var tikt izvadīti no gaisa.
              3. Lielākas putekļu daļiņas var sabrukt, veidojot mazāka izmēra aerosolus. Šo procesu sauc par dispersiju.
              Tā kā aerosolu un putekļu daļiņām ir liela īpatnējā virsma, tad uz tām var sorbēties atmosfēras gāzes, ķīmiskas vielas, mikroorganismi un ūdens tvaiki. Sorbcijas process līdz ar to nosaka aerosolu visai sarežģīto sastāvu. Ja sorbcijas rezultātā izmainās aerosolu ķīmiskais sastāvs, tad šādu procesu apzīmē par hemosorbciju, kā tas, piemēram, notiek sēra, slāpekļa oksīdiem reaģējot ar dzelzs vai alumīnija oksīdu saturošiem aerosoliem.
                    2Fe2O3 + 6SO2 ® 4Fe2(SO4)3
                    2CaO + 2SO2 + O2 ® 2 CaSO4
              Atmosfēras gaisā nonākošie aerosoli var kalpot par dažādu ķīmisku reakciju katalizatoriem, piemēram, cinka un dzelzs oksīdus saturoši aerosoli var katalizēt sēra dioksīda oksidēšanu par sēra trioksīdu.
              Kopumā ķīmiskās pārvērtības, kas notiek ar aerosoliem, var ievērojami izmainīt to īpašības un sastāvu. Tā, piemēram, cementa ražošanas putekļi, tiem nokļūstot atmosfērā, ievērojami samazina sēra un slāpekļa oksīdu saturu, veidojot attiecīgos kalcija un magnija sāļus, un tādējādi ietekmē atmosfēras nokrišņu pH.
              Putekļu un aerosolu daļiņas ir arī elektriski lādētas. Aerosolu un putekļu ķīmiskais sastāvs var visai ievērojami atšķirties atkarībā no to avota. Aerosoli var sastāvēt no ūdenī šķīstošiem joniem vai ūdenī mazšķīstošām daļiņām. Tajā pašā laikā aerosolu sastāva analīze ļauj noteikt aerosolu avotus. Dabiskās izcelsmes aerosolus pamatā veido kālija, alumīnija, silīcija, nātrija, joda, dzelzs, hlora un oglekļa savienojumi. Smago metālu un komplicētu organisko vielu klātbūtne aerosolu sastāvā liecina, ka to veidošanās notikusi cilvēku darbības rezultātā. Varbūtīgākie aerosolus veidojošo elementu avoti ir šādi:
              - Al, Fe, Ca, Si - augsnes erozija, minerālu dēdēšana;
              - C - fosilā kurināmā nepilnīga sadegšana;
              - Na, Cl, SO4-2 - jūras, okeānu aerosoli, arī fosilā kurināmā sadedzināšana;
              - Pb - degvielas un atkritumu dedzināšana.
              Atmosfērā esošie aerosoli un putekļi var būtiski ietekmēt Zemes klimatu. To pierāda gan Zemes klimata ilgtermiņa izmaiņu analīze, gan vulkānu izvirdumu rezultātā atmosfērā nokļuvušo putekļu satura pieauguma ietekme uz klimatu.
              Nozīmīga aerosolu grupa ir organiska sastāva aerosoli. To avots var būt gan dabiskie procesi (augi, mežu ugunsgrēki, organisko vielu sadalīšanās), gan arī antropogēnie procesi.

          5.8. Nokrišņu ķīmiskais sastāvs

          Atmosfēras neatņemama sastāvdaļa ir ūdens tvaiki, kuri ar laiku kondensējas mākoņu un nokrišņu veidā, kondensācija ir īpaši raksturīga augšupejošām gaisa strāvām un visintensīvāk norisinās troposfēras augšējā daļā, kur veidojas no sīkiem ledus kristāliņiem sastāvošie spalvu mākoņi.
          Ūdens iztvaikošana ir kolosāls dabiskas destilācijas process, un atmosfēras ūdens satur mazāk sāļu nekā citi ūdens veidi, tomēr arī tajā ir konstatēti daudzi elementi. Nokrišņu sastāvā vadošā loma ir tiem pašiem komponentiem, kā citos dabiskajos ūdeņos: Ca, Mg, Na, K, B, N, S, C, Cl, Br, J, F u.c., it īpaši Na+, Mg2+, Ca2+, HCO3-, SO42- un Cl- joniem. Jāatzīmē, ka jūras piekrastes rajonos šo jonu attiecības ir tuvas to attiecībām jūras ūdenī, bet dziļāk kontinentu iekšienē pieaug Ca2+ un HCO3- loma. Pētījumi piejūras apgabalos ir parādījuši, ka stabils jūras iespaids uz nokrišņu sastāvu izpaužas līdz 200-250 km attālumā. Baltijā vidējais lietus ūdens sāļu saturs ir 0,04-0,05 g/l, pH 5,0-6,5.
          Galvenie atmosfēras ūdens jonu avoti ir:
              · jūras ūdens šļakatas (Na+, Cl-, Mg2+),
              · eolā sausu sāļu ienese no sauszemes arīdos rajonos,
              · vulkānu izvirdumi (CO2, SO2, SO3, HCl, NH3),
              · rūpnieciskais piesārņojums (CO2, SO2, SO3, slāpekļa oksīdi).
          Galvenais rūpnieciskā piesārņojuma avots ir kurināmā sadedzināšana, ir novērojamas tā sezonālas svārstības (vairāk apkures sezonā), kā arī atkarība no apdzīvotās vietas atrašanās vietas, lieluma, rūpniecības uzņēmumu koncentrācijas. Sezonālas svārstības raksturīgas arī amonjakam ar palielināšanos veģetācijas laikā, jo galvenais amonjaka avots ir organisko vielu sadalīšanās augsnēs.
          Nokrišņi pa laikam uzrāda arī zināmu radioaktivitāti, kuras iemesls ir radiogēnas izcelsmes radons, augstāka tā parasti ir lietus sākumā, kā arī pērkona negaisu laikā, par lietu radioaktīvāks ir sniegs. No lietus sastāva visumā maz atšķiras parasto miglu sastāvs, tikai pēdējām, pat augstkalnu rajonos, raksturīga augstāka mineralizācija, jo miglas veidojas zemāk nekā lietus mākoņi un vairāk koncentrē atmosfēras apakšējo slāņu sāļus.
              Dažādu skābo oksīdu (NO, NO2, SO2, SO3) nokļūšanu palielinātos daudzumos atmosfērā nosaka to, ka atmosfēras nokrišņu pH var pazemināties, bet vienlaikus atmosfēras nokrišņu sastāvs var ievērojami izmainīties. Šādiem nokrišņiem izkrītot var tikt ietekmēti ūdeņi, kā arī augsne. Tīra ūdens pH ir ~ 5.7, ko nosaka atmosfēras ogļskābās gāzes izšķīšana un vājas skābes- ogļskābes veidošanās. Jūras sāļu aerosolu ietekmes rezultātā, kā arī atmosfērā nokļūstot augsnes erozijas rezultātā veidotiem aerosoliem, atmosfēras nokrišņu pH var pieaugt, sasniedzot pat vērtības līdz pH 8. Tomēr industriālā piesārņojuma rezultātā tipiski var veidoties skābie nokrišņi, kuru pH ir zem 5.6. Var uzskatīt, ka nokrišņu paskābināšanās ir problēma, kura kļuva aktuāla tikai pēc II Pasaules kara.
              Nokrišņi lietus un sniega veidā veidojas troposfēras augšējos slāņos, kondensējoties ūdens tvaikiem, kas iztvaiko no kontinentu, okeānu un jūru virsmas. Sākotnēji atmosfērā nonākošie ūdens tvaiki kondensējas, veidojot ūdens pilītes vai ledus kristālus. Kondensācija norit ap kondensācijas centriem, kas tipiski var būt aerosolu daļiņas. Vienlaicīgi kondensācijas centrā esošās vielas ietekmē lietus un sniega ūdeņu sastāvu. Otrs nozīmīgākais faktors, kas ietekmē atmosfēras nokrišņu sastāvu, ir atmosfērā esošās gāzes, kuras spēj izšķīst ūdenī. Līdz ar to lietus un sniega ūdenī izšķīdušās vielas var iedalīt divās grupās:
              · Vielas, kuru avots ir putekļi un aerosoli (Na+, K+, Ca+2, Mg+2, Cl-);
                · Vielas, kuru avots ir atmosfērā gāzveidā esošas vielas (SO4-2, NH4+, NO3-)
              Vienlaikus gan gāzveida vielas, gan arī putekļi var atmosfērā nonākt dažādu procesu rezultātā, bet katra tipa vielu avotus lietus un sniega ūdeņos raksturo noteiktas saiknes- kopsakarības, kas ļauj noteikt procesus, kas nosaka ūdeņu sastāvu. Tā, piemēram, lietus ūdeņu sastāvs virs jūrām un kontinentiem visai ievērojami atšķiras. Lietus ūdeņu sastāvu veidojo�o procesu ietekmes var izpausties pat visai lielos attālumos, un, piemēram, Sahāras tuksneša putekļu vētru ietekmes uz lietus ūdeņu sastāvu sajūtamas praktiski visā Eiropā.
              Atmosfēras nokrišņu sastāvs ir stipri atkarīgs no konkrētā reģiona un atspoguļo tā ģeogrāfiskās, ģeoķīmiskās īpatnības, ražošanas (tātad cilvēku piesārņojošās darbības) specifiku. Kopumā atmosfēras nokrišņu mineralizācija ir mazāka par 10 mg/l. Anjonu daudzumu attiecības tajos izkārtojamas rindā SO4-2 > HCO3- > Cl-, kas ievērojami atšķiras no šo pašu jonu attiecībām virszemes ūdeņos. Atmosfēras nokrišņos tāpat var būt visai augstas biogēnās izcelsmes (Na+, K+, NH4+, NO3-) jonu koncentrācijas. Nitrātu daudzums atmosfēras nokrišņos parasti ir zem 1 mg/l. Ļoti aktuāls ir jautājums par sulfātu, hlorīdu, nitrātu daudzuma pieaugumu atmosfērā sakarā ar tās antropogēno piesārņojumu.
              Antropogēnā piesārņojuma rezultātā atmosfēras nokrišņu sastāvs ievērojami izmainās. Nokrišņu paskābināšanās tipiski izpaužas ne tikai kā pH pazemināšanās, bet arī kā attiecību starp dažādiem joniem izmaiņas un sulfātu satura pieaugums. Tomēr tipiskākā antropogēnā piesārņojuma ietekme uz nokrišņu sastāvu izpaužas kā to paskābināšanās.
              Jāatzīmē, ka Latvijā nokrišņu paskābināšanās nav novērojama, drīzāk atsevišķos reģionos cementa un būvmateriālu ražotņu darbības rezultātā atmosfērā nokļūst ievērojami daudzumi bāzisku aerosolu un putekļu, un tāpēc nokrišņi kļūst bāziski. Arī citur Latvijā nokrišņos analizētie vielu koncentrācijas un to izkrišanas moduļi neuzrāda būtiskus lokālā piesārņojuma avotus vai pārrobežu piesārņojuma ietekmi.
              Mūsdienās aktuāls ir kļuvis jautājums par ūdenstilpju paskābināšanos, kuru izsauc atmosfēras nokrišņu pH izmaiņas.
              Sēra un slāpekļa oksīdu emisijas pieaugums noved pie tā, ka, tiem fotoķīmiski oksidējoties atmosfērā, veidojas attiecīgās skābes un nokrišņu pH var pazemināties līdz pat pH ~ 2-3. Jēdziens "skābie lieti" radās jau 1872. gadā. Nokrišņu paskābināšanos rada sēra un slāpekļa oksīdu fotoķīmiska oksidēšanās atmosfērā, sekojoša reakcija ar atmosfērā esošajiem ūdens tvaikiem, veidojot sērskābi, slāpekļskābi un sērpaskābi, un izkrišana ar atmosfēras nokrišņiem lietus vai sniega veidā. Ja lietus ūdeņi satur skābes, to pH pazeminās. Nokrišņu paskābināšanās izsauc arī virszemes ūdeņu paskābināšanos.
              Dabiskajās ūdenskrātuvēs var izdalīt vairākus to paskābināšanās etapus. Pirmajā fāzē skābu ūdeņu pieplūde praktiski neietekmē vidējo pH. Šādu efektu nodrošina zināma dabisko ūdeņu buferkapacitāte, kuru nosaka karbonātu klātbūtne ūdenī. Paskābināšanās procesa pirmajā fāzē ūdeņraža joni tiek patērēti hidrogēnkarbonātjonu neitralizēšanai.
              Ja ūdeņu sārmainība kļūst mazāka par 0,1 mol/l, dabas ūdeņu buferkapacitāte ir izsmelta. Šādās ūdenskrātuvēs intensīvākā skābo ūdeņu pieplūdes periodā (rudenī, bet it īpaši pavasarī, sniega kušanas laikā) iespējama strauja pH pazemināšanās. Šos procesus kaut kādā mērā spēj kompensēt bāzisko iežu pastiprināta šķīšana. Nepieciešams atzīmēt, ka pat īslaicīga ūdeņu pH pazemināšanās rada nopietnas ekoloģiskas sekas. Īpaši jāatzīmē paskābināšanās ietekme uz bentosa organismiem, zivju ikriem un citiem ūdens organismiem to attīstības sākumstadijā.
              Paskābināšanās procesu tālākā attīstībā ūdens pH stabili atrodas zem 5,5. Šādas ūdenstilpes apzīmē par mēreni skābām. Šajā ūdenstilpes paskābināšanās stadijā notiek spēcīgas tās ekosistēmas izmaiņas.
              Noslēdzošā ūdenskrātuvju paskābināšanās raksturojas ar stabilu pH izveidošanos (pH < 4,5), kas saglabājas pat tad, ja atmosfēras nokrišņu skābums ir zemāks. Šādu efektu var izskaidrot ar humusvielu, magnija un alumīnija savienojumu klātbūtni ūdenī. Kopumā šīs vielas, vai nu saistot, vai atdalot protonus, stabilizē pH vērtību.
              Pie pazeminātas ūdens pH vērtības pieaug ķīmisko procesu ar alumīnija līdzdalību intensitāte. Dabiski alumīnija koncentrācijas ūdenskrātuvju ūdenī ir zemas, tomēr nešķīstošie alumīnija savienojumi - alumosilikāti, kuri ir galvenais mālu komponents, veido lielu daļu ūdenstilpju nogulumu. Palielinoties ūdenskrātuves skābumam, notiek intensīvs šo savienojumu šķīšanas process, kura rezultātā ūdenī nokļūst alumīnija savienojumi Al+3, Al(OH)2+, Al(OH)+2 un citu jonu veidā. Ja pH 6, alumīnija līdzsvara koncentrācija ūdenī ir 1,4 ´ 10-4 mg/l, ja pH 5 - 0,14 mg/l, bet, ja pH 4 - 140 mg/l. Pēdējā laikā ir pierādīts, ka tieši alumīnijs ir viens no galvenajiem faktoriem, kas nosaka vides paskābināšanās toksisko iedarbību.
              Atmosfēras nokrišņu paskābināšanās tieši ietekmē arī dažādus celtniecībā izmantotos materiālus, bet vispirms tādus, kas satur karbonātus. Kaļķakmeni saturoši materiāli skābā vidē šķīst (sadēd).
              Kaitīgo vielu iedarbība uz augiem primāri notiek molekulārā līmenī, tikai pēc izmaiņām šādā līmenī sākas vispārēja metabolisma procesu ietekme, kuru rezultāts izpaužas, ietekmējot visu organismu. Sēra dioksīds būtiski ietekmē augu attīstību. Sēra dioksīds, nokļūstot augā, vispirms iedarbojas uz šūnām, kuras regulē auga gāzu apmaiņu ar apkārtējo vidi. Jau niecīgā tā daudzumu iedarbībā lapu gāzu atvārsnītēs ieplūdes kanāliņi tiek ierosināti un atrodas pastāvīgi atvērtā stāvoklī. Nokļūstot augu šūnās, sēra dioksīda molekulas (sulfītanjona veidā) viegli izkļūst cauri šūnas membrānai. Tālāk tie iedarbojas uz mitonhodrijām un hloroplastiem. Šīs iedarbības rezultātā samazinās fotosintēzes procesa intensitāte. Bez tam šūnā SO2, SO4 -2 un citi sēra dioksīda transformācijas produkti aktīvi mijiedarbojas ar šūnas fermentiem, ietekmējot, piemēram, ATF sintēzi mitohondrijas, - S - S -saišu sašķelšanu fermentos u.c. Sekojošās vizuālās izmaiņas augos visai bieži rodas augu dabīgo ienaidnieku - dažādu mikroorganismu - darbības rezultātā.
              Dažādas augu sugas ir ar atšķirīgu jutību pret piesārņojošām vielām. Tā pret piesārņojumu ar sēra dioksīdu īpaši jutīga ir lucerna, kvieši, īves, priedes, pret piesārņojumu ar fluora savienojumiem jutīgas ir aprikozes, gladiolas, persiki utt. Konkrēto gaisu piesārņojošo vielu iedarbība izsauc dažādām augu sugām atšķirīgus simptomus. Tāpat tiek ietekmēta visa ekosistēma, un tajā sākas dažāda veida nelabvēlīgi procesi.
              Jau izsenis novērota gaisa piesārņojumu ietekme uz neorganiskiem materiāliem. Lūk, kā vairāk nekā pirms 300 gadiem tika aprakstīta Londonas gaisa iedarbība: "Piesārņotais gaiss pārklāj burtiski visu ar biezu kvēpu kārtu. Izsauc trauku rūsēšanu un saēd pat tērauda sijas un visizturīgāko akmeni."
              Ņemot vērā piesārņojuma apjomus mūsdienās, ir konkrēti izpētīta piesārņojošo vielu iedarbība uz neorganiskiem materiāliem. No vidi piesārņojošām vielām vislielākā nozīme iedarbībai uz neorganiskiem materiāliem ir atmosfēras piesārņojumam ar sēra un slāpekļa oksīdiem. Dzelzs, čuguna un tērauda korozija norit paralēli ar dažādiem elektroķīmiskiem procesiem, kurus iniciē pašos metāla izstrādājumos esošie mikropiemaisījumi, kā arī uz metāla virsmas nokļuvušās aerosolu un putekļu daļiņas. Galvenā loma šo procesu norisē ir SO2 oksidēšanas rezultātā izveidotajai sērskābei un sulfātiem.
              Krāsaino metālu gadījumā gaisa piesārņojums ar sēra dioksīdu izsauc tiešu virsmas slāņa koroziju.
              Īpaši katastrofāla izrādās gaisa piesārņojuma ietekme uz arhitektūras pieminekļu saglabāšanos. Itālijā, Francijā, Vācijā ir veikti plaši pētījumi, lai aizsargātu brīvā gaisā izvietotās skulptūras no atmosfēras piesārņojuma iedarbības.


          5.9. ATMOSFĒRAS PIESĀRŅOJUMS UN TĀ AVOTI

              Apkārtējās vides aizsardzības jomā gaisa aizsardzībai no piesārņojuma piešķirama liela vērība. Gaiss ir viens no svarīgākajiem faktoriem, kas nosaka dzīvības procesu norisi uz Zemes. Kaitīgās vielas gaisā ātri izplatās atmosfērā visai lielos attālumos, līdz ar to atmosfēras gaisa piesārņojuma problēma uzskatāma par starptautiski risināmu jautājumu un tā samazināšanā liela loma ir starptautiskai sadarbībai.
              Pastāv vairākas atšķirīgas gaisa piesārņojuma definīcijas. Vispasaules veselības aizsardzības organizācija (VVAO) uzskata, ka gaiss ir piesārņots tādā gadījumā, ja tajā ir nokļuvušas vielas un tās tur atrodas tik ilgi vai tādos daudzumos, ka gaisa sastāva izmaiņas var ietekmēt cilvēku, dzīvnieku un augu veselības stāvokli, kā arī ietekmēt nedzīvus objektus vai radīt materiālus zaudējumus.
              Piesārņojošo vielu avoti ir gan cilvēka darbība, gan arī dabiskie procesi.
              Pastāv vesela rinda dabisko procesu, kuru rezultātā atmosfērā nokļūst vielas, kuras var apdraudēt cilvēku veselību un ietekmēt bioloģiskos procesus uz Zemes. Šādi procesi ir vulkānu darbība, mežu ugunsgrēki, slāpekļa savienojumu nokļūšana atmosfērā dažādu bioloģisko procesu rezultātā utt.
              Industriālais un antropogēnais piesārņojums pārsvarā rodas Ziemeļamerikas, Eiropas un Āzijas industriāli attīstītajos reģionos. Var izdalīt četrus galvenos antropogēnā piesārņojuma avotus:
              1. Enerģētika un apkure;
              2. Transports;
              3. Industrija;
              4. Lauksaimniecība.
              Savukārt nozīmīgākās gaisa vidi piesārņojošās vielas ir:
              1. Sēra savienojumi;
              2. Slāpekļa savienojumi;
              3. Oglekļa savienojumi;
              4. Halogēnorganiskās vielas;
              5. Metāli;
              6. Aerosoli un putekļi;
              7. Radioaktīvie elementi.
              Gaisa piesārņojumu ietekmē ne tikai lielrūpnieciskie procesi, bet arī apkure. Visvairāk gaisu piesārņo sadzīves atkritumu dedzināšana. No tradicionālajiem kurināmajiem visvairāk piesārņojumu veido ogles ar augstu bituminozo vielu saturu. Svarīga nozīme ir arī krāsns vai apkures sistēmas konstrukcijai, respektīvi, optimālās katra kurināmā sadedzināšanai nepieciešamās temperatūras un gaisa pieplūdes nodrošināšanai. Ievērojami vieglāk, nekā cietā kurināmā gadījumā optimizējams sadedzināšanas process gāzveida un šķidrajam kurināmajam. Šajā gadījumā svarīgs ir jautājums par sēru saturošu savienojumu klātbūtni kurināmajā.
              Otra būtiska piesārņojuma avotu grupa ir autotransports. Tas saistāms ar to, ka motoru izplūdes gāzes satur veselu rindu dažādu kaitīgo vielu. No praktiskā viedokļa jāatzīmē, ka motora gāzu sastāvs ir stipri atkarīgs no braukšanas, motora darbības režīma, degvielas pieplūdes un kvalitātes utt. Tukšgaitā un, braucot ar mazākiem motora apgriezieniem, izplūdes gāzēs ir vairāk oglekļa oksīda un ogļūdeņražu. Īpaši jāatzīmē izplūdes gāzu sastāvdaļu bīstamība: benzīna ogļūdeņražu nepilnīgas sadegšanas procesā notiek to krekings un citas pārvērtības, kuru rezultātā izveidojas kondensētie aromātiskie ogļūdeņraži, kuri ir kancerogēnas vielas. Ja par antidetonatoru ir izmantots tetraetilsvins, tad izplūdes gāzēs atrodami svina aerosoli un savienojumi.
              Mūsdienu lielpilsētās autotransports pēc dažu piesārņojošo vielu emisijas kopapjoma ir kļuvis par ļoti nozīmīgu piesārņojuma avotu.
              Ir vesela rinda ražošanas procesu, kurus raksturo specifisku piesārņojošo vielu emisija.
              Ražošanas intensificēšanās un tās kopapjoma pieaugums, dažādu transporta veidu attīstība, enerģētikas attīstība un citi faktori kopumā nosaka tādu jēdzienu kā cilvēka dzīves kvalitātes un komforta pieaugums. Taču līdz ar to neizbēgami pieaug ap cilvēku esošās dabas vides piesārņojums, kas kādā procesu attīstības stadijā var kļūt draudošs pašam cilvēkam. Galvenais mehānisms vides piesārņojuma regulēšanā ir dažādu likumu un pasākumu kompleksu īstenošana.
              Veidojot vides aizsardzības sistēmu, ir jāņem vērā ne tikai tās uzdevums: aizsargāt cilvēku un dabas vidi, bet arī acīmredzamā nepieciešamība sekmēt un attīstīt attiecīgos ražošanas un tehnoloģiskos procesus. Tas ir saistīts ar to, ka pašreizējā zinātnes un tehnikas attīstības stadijā dabas aizsardzības pasākumu tehniskā īstenošana var izrādīties tik dārga, ka attiecīgā rūpniecības nozare var kļūt nerentabla. Īpaši aktuāls šīs problēmas aspekts ir tirgus ekonomikas apstākļos.
              No praktiskā viedokļa kritērijs gaisa vides piesārņojuma izmaiņām ir vai nu tehnoloģiskā procesa uzlabošana pēc materiālās bilances aprēķināto izdalīto izmešu masas samazināšanai, vai arī kontrol- un mēraparatūras rādījumu izmaiņas.

          3.IESKATS KOSMOĶĪMIJĀ

          Kosmoķīmisku informāciju var iegūt no sekojošiem objektiem: Saule un zvaigznes, starpzvaigžņu viela, gāzu miglāji, kosmiskie stari, Saules sistēmas planētas, Zemes garoza, meteorīti. Iespēju pētīt debess ķermeņu ķīmisko sastāvu vispirms deva spektrālā analīze. Pirmais šādi konstatētais ārpuszemes elements bija nātrijs Saules spektrā (pagājušā gs. 60.gadi). Uzskata, ka vairāk vai mazāk pazīstami ir tikai kādi 1-10 % Visuma vielas, t.s. “gaišā matērija”.


          Attēls 15. Galaktika Piena ceļā

          3.1. SAULE

          Saules sistēma ir izveidojusies pirms ~ 4,5-5 miljardiem gadu, gravitācijas iespaidā sabiezējot kādam starpzvaigžņu gāzes un putekļu miglājam. No tā centrālās daļas ir radusies Saule, bet no ārējās - planētas, to pavadoņi un citi mazāki kosmiskie ķermeņi.


          Attēls 16. Saule ar protuberancēm

          Pati Saule ir centrālais sistēmas ķermenis, no ūdeņraža un hēlija sastāvoša nokaitētas plazmas lode. Plazma ir elektriski neitrāls atomu kodolu un elektronu maisījums. Saules attālums no Zemes ir 150 mlj.km, gaisma šādu attālumu noskrien 8 min 19 sek (līdz nākošajai tuvākajai zvaigznei Centaurai Alfa 4 gados un 3 mēnešos). Diametrs 1390 tūkst.km - 109 x lielāks nekā Zemei, masa 2.1033 g - 333434 x lielāka nekā Zemei. Saules vielas vidējais blīvums ir 1,42 g/cm3, tās centrā, domājams, vismaz 100 g/cm3 (pēc dažādiem vērtējumiem 80-200 g/cm3). Saule rotē ap savu asi, bet ne kā ciets ķermenis - uz ekvatora ātrāk (pilnais apriņķojuma laiks 25 diennaktis), pie poliem lēnāk (35 diennaktis). Saules virsmas temperatūra ir 6000 K, bet centrā tā varētu būt 20 milj.K, spiediens dzīlēs 2.109 MPa, šādos apstākļos jebkurš elements pāriet plazmas stāvoklī. Katru sekundi, sadegot 4.1038 ūdeņraža kodoliem (pavisam to ir ~1057), Saule zaudē 4,5 milj.tonnu savas masas. Zeme saņem apmēram 2 desmitmiljardās daļas Saules izstarotās enerģijas plūsmas. Saules producēto enerģijas daudzumu nespēj nodrošināt nekādi degšanas vai vielas sablīvēšanās procesi, to var radīt tikai kodolprocesi. No fizikas viedokļa Saule ir kolosāls atomreaktors, kurš attālināts no Zemes drošā attālumā, galvenā degviela ir ūdeņradis, bet "izdedži" hēlijs. Saules masa ne vien samazinās, bet zināmā arī pieaug uz komētu rēķina, komētu asimilācija ir fiksēta fotogrāfiski. Novērojumu skaits pagaidām gan ir pārāk niecīgs, lai varētu kaut vai aptuveni izvērtēt šo norišu apjomus un nozīmību.

          Attēls 17. Saules uzbūve

          Augstā temperatūra un vielas atrašanās plazmas stāvoklī rada labvēlīgus apstākļus Saules sastāva spektrāliem pētījumiem. Saules spektrā ir konstatētas vairāk nekā 20 000 līnijas, kuras atbilst apmēram 70 ķīmiskajiem elementiem. Dominē ūdeņradis - 71 % pēc masas, 90 % pēc atomu skaita un hēlijs - 27 % pēc masas, 9 % pēc atomu skaita, pārējie elementi kopā sastāda pēc masas apmēram 2,3 %, pēc atomu skaita tikai 0,24 %, starp tiem izplatītākie ir periodiskās sistēmas sākuma elementi - līdz dzelzs grupai: O, Ne, N, C, Si, Mg, Fe, S, Ar, Al, Ca, Na, Ni. Līdzīgi kā uz Zemes ir izteikts vieglo elementu Li, Be, B deficīts. Augstās temperatūras dēļ Saules materiāls, domājams, ir labi samaisīts, un nav būtisku ķīmiskā sastāva atšķirību starp tās centrālo daļu un perifēriju, lai gan šajā jautājumā nav vienprātības, daži zinātnieki pieļauj, ka kodolā varētu būt lielākas smago elementu koncentrācijas.


          Attēls 18. Protuberances uz Saules virsmas

          Saules uzbūvē izdalāmas vairākas čaulas (heliosfēras). Gandrīz visu enerģiju izstaro fotosfēra, kas ir plazmas lodes virsma, kā arī redzamā Saules virsma. Enerģija no Saules dzīlēm, kur norisinās tās producēšana protonu-protonu reakcijās, uz augšējiem slāņiem tiek pārnesta galvenokārt kā elektromagnētisks (rentgena, gamma, ultravioletais) starojums, kas tur apmēram 1/4 Saules radiusa biezumā lielā mērā tiek absorbēts, pārvēršoties siltumā enerģijā, kura savukārt līdz virsmai nonāk plazmas konvekcijas ceļā, konvektīvajā slānī Saules viela it kā vārās, sakarsētās gāzes izplešas un paceļas. Fotosfēras virsma izskatās granulēta - it kā gaiši graudiņi ar tumšām apmalēm, granulu patiesie izmēri ir visai iespaidīgi - 200-1300 km, to skaits Saules diskā sasniedz miljonu. Atsevišķo granulu mūžs ir ~10 min, tad to kontūras izplūst un veidojas atkal jaunas. Granulas ir konvekcijas redzamās izpausmes - gaišākās daļas karstākas, bet tumšākās vēsākas. Fotosfēras temperatūra ir samērā zema (~6000 K), šādās temperatūrās atomu kodoli var satvert elektronus un pārvērsties neitrālos atomos, var notikt arī dažu ķīmisku savienojumu (CO2, CH, CN) veidošanās.


          Attēls 19. Saule ar protuberancēm

          Saules atmosfērā, kura ir mazāk spilgta par fotosfēru, nosacīti izdala vairākas daļas, no kurām galvenā ir hromosfēra, kas novērojama kā sārta josla ap aptumsuma disku. Tā sniedzas apmēram 15000 km augstumā. No hromosfēras un daļēji arī fotosfēras līdz milj. km augstumā tiek izmesti gāzes fontāni, t.s. protuberaces, kuru spektrā konstatētas H, He un Ca līnijas. Hromosfērā Saules starojuma, konvekcijas, magnētisko un elektrisko lauku mijiedarbības rezultātā notiek kaut kas neparasts - Saules gāzes temperatūra, kas pirms tam no centra līdz fotosfērai, attālinoties no enerģijas avota, pazeminājās, atkal pieaug, sākumā lēni, vēlāk lēcienveidīgi. Minimālā temperatūra (~4200 K) ir apmēram 500 m virs fotosfēras virsmas. Ārējo Saules atmosfēras slāni sauc par vainagu, tas stiepjas vairāku desmitu Saules diametru attālumā un izkliedējas starpplanētu telpā. Vainags sastāv no jonizētas plazmas, joniem, elektroniem, kuri milzu tempā ar augstu kinētisko temperatūru (1,5-2 milj. grādu) joņo projām no Saules, tā spektrā ir dažas mīklainas līnijas, kuras savulaik pierakstīja uz Zemes nepazīstamam elementam koronijam, vēlāk gan tās identificēja kā piederošas degradētiem Fe, Ni un Ca atomiem. Saules atmosfēras augšējo slāņu sakaršanas iemesls ir konvekcijas zonas vielas viļņveida kustības, šie viļņi iziet cauri fotosfērai un pārnes uz hromosfēru un vainagu daļu konvekcijas zonas gāzu mehāniskās enerģijas.


          Attēls 20. Protuberances un Saules vēja veidošanās

          Saule nemitīgi uz visām pusēm izstaro daļiņu plūsmu (protonus, elektronus, He kodolus u.c.), kuru tēlaini sauc par Saules vēju, tas skar praktiski visas Saules sistēmas planētas, arī Zemi. Pēdējo gan aizsarga magnētiskais lauks, un Saules vējš Zemi galvenokārt apliec. Mierīgās Saules laikā pēc stacijas Mariner 2 (tā lidoja uz Veneru) datiem starpplanētu telpā Zemes orbītas tuvumā Saules vēja intensitāte bija ~ 5 protoni/cm3, ātrums 500 km/sek, bet Saules aktivitātes periodos tā ātrums pieaug līdz 1500 km/sek, bet intensitāte līdz 100 protoniem/cm3. Viena no Saules vēja redzamajām izpausmēm ir komētu astes.
          Saule ir pastāvīga zvaigzne, tās starojuma summārā intensitāte variē apm. 2 % robežās. Ja šīs variācijas būtu lielākas, tad "+" gadījumā Zeme drīz pārvērstos nedzīvā tuksnesī, bet "-" gadījumā pārklātos ar biezu ledus kārtu. Zeme ikgadus saņem 751.1015 kilovatstundu Saules enerģijas, gaismas un infrasarkanais starojums ir visai pastāvīgi, mainīgāki ir īsviļņu (ultravioletais, rentgena, gamma), kā arī radiostarojumi. Viena no Saules aktivitātes izpausmēm ir tās uzliesmojumi, kad dažu minūšu laikā notiek kolosālas jaudas sprādzieni un palielinās rentgenstarojuma intensitāte, radioviļnu plūsma un korpuskulārais starojums, t.s. Saules kosmiskie stari - dažādu elementu joni, protoni, elektroni, hēlija kodoli, kuru ātrums ir tuvs gaismas ātrumam.
          Visus interesē jautājums par to, cik ilgam laikam pietiks Saules enerģijas. Lai gan pašā centrā apmēram puse ūdeņraža jau pārvērtusies par hēliju, Saule vēl ir jauna, ar ūdeņraža enerģiju pilna zvaigzne, tās ūdeņraža izdegšanas laiku vērtē ar 10-30 miljardiem gadu, pēc tam vēl 100 miljonus gadu ilgtu Saules atdzišana. Bez tam vēl ir gravitācijas enerģijas rezerve, kura pēc lieluma pielīdzināma siltuma enerģijai.

          Attēls 21. Komēta,kuras aste noliekusies Saules vēja ietekmē

          Pēc cita modeļa pēc 5 miljardiem gadu sakarā ar ūdeņraža lielas daļas sadegšanu Saules kodols sarausies, un tā blīvums palielināsies līdz 106 g/cm3 (pa�laik ~102), bet Saules diametrs samazināsies ~ 100 x. Pārējā Saules viela veidos atdziestošu atmosfēru ar izplešanās tendenci. Dažus desmittūkstošus gadu pēc tam Saules atmosfēra šķērsos Zemes orbītu, izplatīsies tālāk un izkliedēsies Visumā, no Saules pāri paliks tikai blīvais kodols, tā pārvērtīsies par balto punduri. Uz Zemes šo izmaiņu dēļ temperatūra vispirms pieaugs līdz 1000 oC, pēc tam pazemināsies līdz absolūtajai nullei.

          3.2. PĀRĒJĀS ZVAIGZNES

          Vairums zvaigžņu līdzīgi Saulei ir kolosāli ūdeņraža un hēlija sakopojumi, kuru attiecības ir atkarīgas no zvaigžņu vecuma. Galvenā zvaigžņu degviela ir ūdeņradis, vairumam zināmo zvaigžņu centrālās daļas temperatūra ir līdzīga Saulei - 10-20 milj. grādu, bet gigantisko zvaigžņu dzīlēs tā sasniedz simtiem miljonu grādu. Dažu tipu zvaigznēm ir novērota zināma atomārā sastāva specifika - ir hēlija zvaigznes, kam He/H attiecība ir 300, ir oglekļa zvaigznes, kuru spektros konstatētas C2 un CH molekulas. Kosmiskā skatījumā savdabīga ir arī Saule, kura starp pārējām pazīstamākajām zvaigznēm izceļas ar lielāku skābekļa saturu.
          Īpašs zvaigžņu tips ir novas un supernovas (pārnovas), kurām raksturīgs krass (miljoni reižu), bet īslaicīgs (mēneši-desmiti gadu) spožuma pieaugums un tikpat krasa tā samazināšanās. Pamatelementu sastāvs būtībā nemainās, bet spektrā parādās jaunas smago un supersmago kodolu līnijas, pieaug arī hēlija līniju intensitāte, kas liecina par aktīvām kodolu sintēzes reakcijām. Pēc sprādzieniem novas un supernovas nomet savus apvalkus un izsviež kosmiskajā telpā milzīgus daudzumus dažādu ķīmisko elementu, ieskaitot dažādas lādētas elementārdaļiņas, kuras zvaigžņu magnētiskajos laukos iegūst kolosālus paātrinājumus un rada primāros kosmiskos starus. Pašas novas un supernovas pārvēršas par liela blīvuma neitronu zvaigznēm, jo to gravitācijas lauks ir tik stiprs, ka elektroni tiek iespiesti kodolos un izveidojas neitroni.
          Spēcīgākais no Zemes novērotais supernovas sprādziens ir noticis 1054. gadā Vērša zvaigznājā, to aprakstījuši senie arābu, ķīniešu un japāņu astronomi. Spīdums bijis manāms pat dienas laikā, pēc uzliesmojuma tas krasi samazinājies apmēram 2 mēnešu laikā, kas sakrīt ar 254Cf pussabruk�anas periodu. 254Cf ir viens no elementiem, kas veidojas ūdeņraža bumbu sprādzienos. Pašlaik šīs supernovas vietā atrodas Krabja miglājs, no kura, iespējams, nākotnē radīsies jauna zvaigzne (zvaigznes ?).

          3.3. KODOLPROCESI ZVAIGZNĒS UN UZ SAULES

          Zvaigznes nemitīgi izstaro kolosālus daudzumus enerģijas. Piemēram, tāda neliela zvaigzne kā Saule, ikdienas izstaro 91.1021 kcal enerģijas, tā ir proporcionāla siltuma daudzumam, kāds izdalās, sadegot 13000000 miljardiem tonnu (13.1014 t) akmeņogļu. Tas ir apmēram tūkstoš reižu vairāk nekā Pasaules kopīgie akmeņogļu resursi, kurus vērtē robežās no 11000 līdz 16000 miljardiem tonnu.

          Attēls 22. Saule ar protuberancēm

          Vēl līdz 20.gs. sākumam par zvaigžņu, t.sk. Saules, enerģijas avotu uzskatīja to saraušanos ar potenciālās enerģijas pāreju siltuma enerģijā. Tomēr aprēķini liecina, ka pat supersaraušanās gadījumā šāds enerģijas avots tiktu izsmelts salīdzinoši neilgā laikā, Saulei apmēram 100 miljonos gadu. 1938. gadā vācu izcelsmes amerikāņu kodolfiziķis Hanss Bēte izvirzīja domu, ka galvenais zvaigžņu enerģijas avots ir kodolu sintēzes reakcijas, kas norisinās zvaigžņu dzīlēs, kur valda milzīgi spiedieni (1015-1016 Pa) un temperatūras (desmitiem un pat simtiem miljonu grādu).
          Galvenais enerģijas avots ir hēlija kodolu sintēze no 4 protoniem (H kodoliem), kas var norisināties 2 variantos.
          1. Protonu-protonu cikls, raksturīgs Saulei un citām neliela spožuma zvaigznēm. Tas sākas ar smagā ūdeņraža kodola 21D (deitrona) sintēzi no 2 protoniem:
          11H + 11H ® 21D (deitrons) + e+ (pozitrons) + n (neitrīno) - viens no protoniem konvertējas par neitronu un pozitronu
          e+ + e- ® 0 - pozitrons kopā ar kādu no plazmas elektroniem anhilējas (pašiznīcinās)
          - deitrons satver vēl vienu protonu:
          21D + 11H ® 32He + g (fotons)
          - seko reakcija:
          32He + 32He ® 42He + 11H + 11H
          Rezultātā ir patērēti 6 protoni un 2 elektroni (anhilācijai), iegūti 42He kodols, 2 neitrīno, 2 protoni, pilns masas defekts ir 0,0287 atommasas vienību, atbilstošā enerģija 26,8 MeV vai 4,28.10-12 J.
          Var noritēt arī:
          32He + 42He ® 74Be + g
          74Be ® 73Li + e+ (protons konvertējas par neitronu un pozitronu)
          73Li + 11H1 ® 42He
          Tas lielā mērā izskaidro vieglo Li, Be, B deficītu kā uz Saules, tā arī Zemes garozā.
          Protonu-protonu cikla reakciju norises laiks ir visai ilgstošs, jo protonu saplūšanai pretdarbojas elektriskie atgrūšanās spēki, zvaigznēs uz katriem 5 miljoniem protonu caurmērā gadā veidojas viens hēlija kodols. Tomēr kopīgais protonu skaits ir tik milzīgs, ka pilnībā nodrošina Saules un citu zvaigžņu producēto enerģiju. Tātad galvenā zvaigžņu kodoltermisko reakciju degviela ir ūdeņradis. Uz Saules protonu-protonu ciklā katru sekundi 564 miljoni tonnu ūdeņraža pārvēršas 560 miljonos tonnu hēlija un izdalās 4 miljoniem tonnu ekvivalents enerģijas daudzums (28 MeV uz 1 He kodolu).
          2. Pašās karstākajās un spožākajās zvaigznēs norisinās slāpekļa-oglekļa cikls:
          126C + 11H ® 137N + g 137N ® 136C + e+ (sadalās protons)
          136C + 11H ®147N + g
          147N + 11H ® 158 O + g 158 O ® 157 N + e+ (sadalās protons)
          157 N + 11H ® 126 C + 42He
          Šā cikla reakciju rezultātā no 4 protoniem veidojas hēlija kodols, izdaloties līdzīgam 28 MeV enerģijas daudzumam, tātad enerģētiskā ziņā oglekļa-slāpekļa cikls ir ekvivalents protonu-protonu ciklam. Reakcijā iesaistītais ogleklis būtībā nepatērējas, bet darbojas kā savdabīgs katalizators. Arī šā cikla norise līdzīgi protonu-protonu ciklam ir ļoti ilgstoša.
          3. Reakcijas ar He kodoliem. Ar laiku, zvaigžņu ūdeņradim izdegot, tās saraujas, gravitācijas enerģijas rezultātā ievērojami paaugstinās temperatūra (miljardi grādu) un pieaug He kodolu paātrinājums, ierosinot jaunu reakciju virkni, kura lielā mērā nosaka pāra skaitļu un it īpaši 4n elementu izplatību:
          42He + 42He ® 84 Be + g
          84 Be + 42He ® 126C + g
          126C + 42He ® 168O + g
          168O + 42He ® 2010 Ne + g
          2010 Ne + 42He ® 2412 Mg + g
          Paralēli norisinās reakcijas ar atlikušajiem ūdeņraža kodoliem:
          2010 Ne + 11H® 2111Na + g
          2111Na + 11H ® 2212Mg + g 2212Mg ® 2211Na + e+ (sadalās protons)
          2211Na + 11H ® 2312Mg + g
          2312Mg + 11H ® 2413A l + g 2413Al ® 2412Mg + e+ (sadalās protons)
          Šāds process turpinās līdz 4020Ca vai pat 4822Ti.
          Miljardu grādu temperatūrās iespējamas arī reakcijas:
          126C + 126C ® 2311Na+ 11H
          126C + 126C ® 2010Ne + 42He
          168O + 168O ® 3216S + g
          Šādas reakcijas var iet līdz Fe kodolu sintēzei.
          Attēls 23. Saules plankumi

          Norisinās arī neitronu satver�anas reakcijas, par neitronu avotu kalpojot nestabilo izotopu (136C, 2110Ne) sabrukšanai. Brīvie neitroni var iekļūt cita elementa kodolā, kur neitrons var pārvērsties par protonu, rodoties jaunam elementam. Neitronu satveršanas reakcijās producējas smago elementu kodoli. Enerģētiski izdevīga ir kodolu sintēze līdz 56Fe, veidojoties smagākiem kodoliem, masas defekts kļūst negatīvs, tie var rasties tikai superkritiskos apstākļos - supernovu sprādzienos.
          Pāreju no viena kodolreakciju tipa uz citu vienmēr pavada zvaigznes saraušanās un krasa temperatūras paaugstināšanās, nereti šie procesi noris tik strauji, ka izraisa zvaigznes uzsprāgšanu, sprādziena brīdī var notikt pat vissmagāko elementu sintēze.
          Saules dzīļu temperatūra ir pietiekoša tikai protonu-protonu cikla norisei, tomēr Saule satur ievērojamus daudzumus smago elementu, kādi tajā nevar veidoties. To klātbūtne ir izskaidrojama ar to, ka Saule ir otrās paaudzes zvaigzne. Pēc valdošajiem priekšstatiem zvaigžņu evolūcija notiek 2 etapos. Vispirms no H-He pirmvielas veidojas pirmās paaudzes zvaigznes, parasti visai lielas, tāpēc protonu-protonu reakcijas norisinās strauji, ūdeņraža krājumi centrā izsīkst, zvaigzne sarūk, temperatūra un spiediens dzīlēs pieaug, sāk degt hēlijs, iestājas zvaigznes mūža kritiskākais periods. Ja tās masa ir bijusi ļoti liela, tad He degšana var notikt ļoti strauji, viela sakarst līdz simtiem miljoniem grādu, notiek arī enerģētiski neizdevīgās smago kodolu sintēzes reakcijas, zūd līdzsvars starp enerģijas producēšanu un tās apmaiņu, līdz zvaigzne uzsprāgst, un tās viela, kura bez H un He satur arī zināmu daudzumu smago elementu, tiek izmesta kosmiskajā telpā. Gravitācijas iespaidā tā atkal var savākties jaunās, nu jau otrās paaudzes zvaigznēs, kāda ir Saule. Tās pirmzvaigze varētu būt uzsprāgusi apmēram pirms 5 miljardiem gadu.

          3.4. STARPZVAIGŽŅU VIELA UN KOSMISKIE STARI


          Attēls 24. Spirālveida galaktika

          Starpzvaigžņu telpā izkliedētās vielas blīvumu vērtē ar skaitļiem 10-24 - 10-28 g/cm3, to veido novu un supernovu sprādzienos izmestais materiāls gāzu un putekļu miglāju veidā. Starpzvaigžņu vielas galvenie komponenti ir ūdeņradis, hēlijs un skābeklis attiecībā 1000 H : 10-100 He : 0,1 O. Mazākos daudzumos sastopami Na, K, Ca, C, N un citi elementi.

          Attēls 25. Miglājs MP 51

          Starpzvaigžņu viela ir pastāvīgā apritē, no tās veidojas jaunas zvaigznes, kuras gan savas aktīvās dzīves laikā, gan it īpaši norieta laikā izstaro un izmet starpzvaigžņu telpā savu vielu.
          Kosmiskie stari ir ļoti augstas enerģijas atomu kodolu plūsma, kuras galvenais avots ir zvaigžņu vējš un to sprādzieni, dominē kosmiskās telpas magnētiskajos laukos paātrināti protoni, pēc caursites spējas pārspēj visus pārējos enerģijas veidus. Raksturīgi, ka kosmiskajos staros ir salīdzinoši daudz Li, Be, B kodolu, to daudzums ir salīdzināms ar C, N, O daudzumu, acīmredzot kosmiskajos staros nenoris kodolreakcijas ar šo elementu patēriņu. Ārpus Zemes atmosfēras kosmisko staru plūsmas intensitāte ir ~ 2 daļiņas uz 1 cm2 sekundē, bet vidējā daļiņas enerģija 3 miljardi elektronvoltu. Kodolreakciju rezultātā kosmisko staru sastāvs nemitīgi mainās, tikai šeit vairs nenotiek jaunu elementu sintēze, bet norisinās intensīva smagāko kodolu šķelšanās. Nelielu daudzumu kosmisko staru izstaro arī Saule, Zemi sasniedzošajā starojumā Saules devums ir aptuveni 5 % pēc daļiņu skaita un 2 - 3 % no summārās enerģijas. Zemes saņemto galaktiskā kosmiskā starojuma daudzumu regulē Saules vējš: kad Saule ir mierīga, Zeme tos saņem vairāk, kad aktīva, tad Saules vējš ap Saules sistēmu veido magnētisku aizsargapvalku. Primārie kosmiskie stari līdz Zemes virsmai nenonāk, atmosfērā sadursmēs ar tās vielu tie rada sekundāros kosmiskos starus - protonus, neitronus, elektronus, mezonus u.c. Iespējams, ka kosmiskajiem stariem ir bijusi noteicoša loma dzīvības pirmsākumos; būdami dažādu mutāciju izraisītāji, tie varēja kalpot kā nozīmīgs dzīvības evolūcijas faktors.

          3.5. METEORĪTI - KOSMISKĀS MATĒRIJAS PARAUGI

          Meteorīti ir akmens (silikātu) vai dzelzs masas, kas laiku pa laikam no kosmiskās telpas nokrīt uz Zemes, to izmēri ir dažādi - no milimetriem līdz vairākiem metriem, masa no dažiem gramiem līdz desmitiem tonnu. Par kopīgo ikkadējo uz Zemes nonākošo meteorītu vielas daudzumu nav vienprātības: no 10-20 t līdz 10000 t vai pat vēl vairāk (13000000 t), ieskaitot Pasaules okeāna dziļūdens mālos konstatētās, līdz 0,1 mm lielās kosmiskās silikātu (olivīns+piroksens)-magnetīta lodītes, starp kurām izteikti dominē silikāti (~95%).



          Attēls 26. Kohouteka komēta

          Raksturīgas meteorītu iezīmes ir stūraina forma ar nogludinātiem izciļņiem, apkususi, bedraina garoziņa. Pirmajā tuvinājumā visus meteorītus var iedalīt 2 pamatgrupās - akmens un dzelzs. Visbiežāk krīt pirmie, parasti meteorītu lietus veidā, sabrūkot kādam lielākam meteorītam lidojumā caur Zemes atmosfēru. Kolekcijās gan vairāk ir dzelzs meteorītu, jo tie ir vairāk atšķiras no parastajiem Zemes virsmas iežiem. Vērtīga informācija par dažāda tipa meteorītu patiesajām attiecībām pēdējās desmitgadēs tiek iegūta Antarktīdā, kur atrodami ne vien tikko krituši meteorīti, bet ledāju plūsmas iznes virspusē arī senāk kritušus, labi saglabājušos meteorītus. Antarktīdā savākta apmēram puse no zinātnieku rīcībā pašlaik esošajiem meteorītiem. Akmens meteorīti sastāda ~ 90%, tīri dzelzs (niķeļdzelzs) meteorīti ~ 6%, retāk sastopami jaukti akmens-dzelzs meteorīti.
          Jau pirmie meteorītu pētījumi parādīja, ka tajos sastopami tie paši ķīmiskie elementi, kādi zināmi uz Zemes. Meteorītu sastāvā izdalāmas trīs patstāvīgas fāzes: dzelzs-niķeļa vai metāliskā, sulfīdu vai troilīta, akmens vai silikātu (attēls 27). Būtībā visi meteorīti ir šo fāžu sakopojumi dažādās proporcijās.

          Attēls 27. Galveno meteorītu fāžu ķīmiskais sastāvs, masas %

          Dzelzs meteorīti sastāv g.k. no Fe-Ni sakausējuma ar retiem, izkliedētiem citu minerālu iekļāvumiem: šreiberzīts (Fe,Ni,Co)3P, troilīts FeS, kogenīts FeC, grafīts, oldgamīts CaS. Dzelzs-akmens meteorīti sastāv no apmēram vienāda niķeļdzelzs un silikātu, g.k. olivīna un piroksēnu, daudzuma. Fe-Ni fāze veido sūkļveida masu, kurā šūniņas aizpilda silikāts. Nedaudz sastopams arī troilīts.
          Akmens meteorītus pēc tekstūru īpatnībām iedala hondrītos un ahondrītos. Hondrīti (ap 90 % no akmens meteorītiem) vidēji sastāv no 46 % olivīna, 21 % hiperstena, 12 % dzelzs, 11 % plagioklaza, 4 % diopsīda.


          Attēls 28. Hondrīta tipa meteorīts


          Ahondrītos vidēji ir 50 % hiperstena, 25 % plagioklaza, 12 % diopsīda, 9 % olivīna un 1 % niķeļdzelzs.

          Attēls 29. Ahondrīta tipa meteorīts

          Izplatītākie meteorītu ķīmiskie elementi ir O, Fe, Si, Mg (>10 %), Ni, S, Ca, Al (1-10 %); dzelzs meteorītos dominē Fe, Ni, Co, akmens meteorītu sastāvs ir diezgan daudzveidīgs, bet dominē O, Fe, Si, Mg, S, Ca, Ni, Al. Viens no vadošajiem visu tipu meteorītu elementiem ir dzelzs, kura sastopama kā metāliskā, tā sulfīdu un silikātu fāzēs (skat. Attēlu 29).
          Meteorītu mineraloģiskajam sastāvam raksturīgas daudzas specifiskas iezīmes, kopā tajos atrasti vairāk par 100 minerāliem, bet dominē tikai daži: kamasīts un tenīts (Fe,Ni), olivīns, pirokseni, plagioklazi, troilīts, šreiberzīts [(Fe,Ni)3P], grafīts. Meteorītos atrasti vairāk nekā 20 Zemes apstākļos nezināmi minerāli, pat veselas nezināmu minerālu klases - nitrīdi (TiN), fosfīdi (Fe,Ni,Co)3P. Šādi minerāli var veidoties tikai izteikti reducējošas vides apstākļos. Akmens meteorītu minerālais sastāvs ir tuvs Zemes ultrabāzisko iežu sastāvam.



          Attēls 30. Dzelzs meteorīts

          Kosmoķīmijā vislielāko interesi izraisa pats primitīvākais, vismazāk diferencētais, bet izplatītākais (85 %) meteorītu tips - akmens hondrīti, kuri sastāv galvenokārt no olivīna, rombiskā piroksena (hiperstena), kamasīta, troilīta un plagioklaza (oligoklaza). Hondrītu meteorītu struktūrai raksturīga sīkgraudaina pamatmasa ar t.s. hondrām (grieķu val. grauds, putraims) - milimetra desmitdaļas vai dažus milimetrus lieliem, sfēriskiem graudiem, kas sastāv no olivīna un rombiskā piroksena kristāliem, kuri izvietoti radiāli no kāda punkta, kas ir nobīdīts no hondras centra (attēls 31). Zemes objektos šāda veida kristalizācija nav novērota.



          Attēls 31. Akmens meteorīta slīpējums

          Meteorītu speciālisti uzskata, ka hondrīti ir kristalizējušies no vielas, kas sākotnēji saturējusi lielus daudzumus gaistošu komponentu un bijusi uzkarsēta līdz 1000o. Pēc tam šī viela samērā strauji atdzisusi, zaudējot gaistošos komponentus, kuru zudums savukārt izraisīja strauju kristalizāciju ar hondru veidošanos. Zināmā mērā hondrās ir iekonservētas primārā miglāja dzelzs formu attiecības un līdz ar to informācija par tā oksidēšanās-reducēšanās apstākļiem.
          Samērā mazizplatīti, bet zinātnē augsti vērtēti ir ogļainie hondrīti, kuru raksturīgākās īpatnības ir hidratizētu minerālu (šamozīts, serpentīna grupas minerāli, pat ģipsis un epsomīts) un komplicētu organisko savienojumu (pat tik sarežģītu, kā aromātiskie ogļūdeņraži, karbonskābes, aminoskābes) klātbūtne, dominējot alkāniem no C15-C30 un oglekļa daudzumam sasniedzot 3,5 %. Speciālisti neapšauba šo savienojumu abiogēnu izcelsmi. H2O saturs ogļainajos hondrītos sasniedz 20 %. Ogļainie hondrīti tiek uzskatīti par vistuvākiem Saules sistēmas primārajam materiālam. Neskaitot gaistošās gāzes, to ķīmiskais sastāvs (elementu attiecības) ir analoģisks Saules sastāvam: pēc izkarsēšanas, izdalot ūdeni un citus gaistošos savienojumus, atlikums sastāv no 34 % FeO, 33 % SiO2 un 23 % MgO. Uzskata, ka atšķirībā no parastajiem hondrītiem ogļainie hondrīti nav izgājuši karsto fāzi un tāpēc saglabājuši vairāk gaistošo vielu.
          Apmēram 6 % no kopīgā meteorītu daudzuma sastāda dzelzs meteorīti, tie ir arī vispazīstamākie, ir vairāki šo meteorītu apakštipi, kuri atšķiras pēc kristāliskās struktūras un dzelzs-niķeļa daudzuma attiecībām. Dominē 2 galvenie minerāli: kamasīts (Ni:Fe = 0,06) un tēnīts (Ni:Fe = 0,14-1).
          Īpatnēji kosmogēni veidojumi ir tektīti (gr. izkusis). Tie sastāv no obsidiānam līdzīga stiklveida materiāla, parasti ir dažus desmitus gramu smagi, lai gan daži sasniedz pat 10 kg. Sākotnēji tektītus uzskatīja par stiklainiem meteorītu paveidiem, bet pašlaik pašus tektītus vairs par "debesu sūtņiem" neuzskata, lai gan to izcelsme tomēr ar meteorītiem ir saistīta - tie ir radušies, izkūstot Zemes iežiem meteorītu triecienā izdalītā siltuma iespaidā. Pētīto tektītu vecums ir bijis samērā neliels - 0,7-34 miljoni gadu.
          Visi līdz šim izpētītie meteorīti pieder Saules sistēmai un ir lielāku kosmisko ķermeņu - asteroīdu - gabali. Asteroīdi riņķo galvenokārt joslā starp Marsa un Jupītera orbītām, pēc absolūtās ģeohronoloģijas datiem (Pb, Rb/Sr, K/Ar metodes) vairumam vecums ir 4,5-4,6 miljardi gadu, kas sakrīt ar Zemes vecumu. Tādējādi meteorīti uzskatāmi par pašiem senākajiem, pētījumiem pieejamajiem Saules sistēmas iežiem, kuri atspoguļo tās veidošanās apstākļus. Meteorītu pētījumi palīdz atšifrēt Saules sistēmas agrīnos vēstures posmus, kā arī izprast Zemes un planētu izcelšanās mehānismu. Meteorītu daudzveidību saista ar to veidošanos no dažādu asteroīdu drumslām. Kā zināms, lielākiem debess ķermeņiem (simti kilometru) ir tendence gravitācijas spēku iespaidā noapaļoties un ķīmiski diferencēties ar smagākajiem elementiem centrālajā daļā. Tāpēc, sašķeļoties lielākiem asteroīdiem, to drumslu sastāvs var būt dažāds; no centrālās daļas veidojas dzelzs, bet no perifērijas - akmens meteorīti. Ogļainie hondrīti, domājams, ir cēlušies no maziem asteroīdiem, kuros nav notikusi gravitācijas izraisītā ķīmiskā diferenciācija. Izteiktas arī domas par iespējamu meteorītu izcelsmi no kādas tagad izzudušas planētas, kura atradusies starp Marsu un Jupiteru, tās radiuss bijis 3000 km, tai skaitā ~1000 km dzelzs kodols, masa 0,07 Zemes masas, vidējais blīvums 3,77 g/cm3.


          Attēls 33. Meteorīta iespējama kritiena uz Zemes norise

          Samērā daudz ir arī jaunāku, apmēram 1 miljardu gadu vecu meteorītu. Tad varēja notikt kāda lielāka asteroīda vai vairāku asteroīdu sabrukšana, zaudējot gāzveida komponentus, tostarp arī tādus, kurus izmanto absolūtā vecuma noteikšanai (He, Ar). 

          4.3. Zemes radioaktivitāte

          Zemes garozā pašlaik zināmi ap 20 ilgmūžīgi (238U, 235U, 232Th, 40K, 130Te, 180W, 124Sn u.c.) un 34 īsmūžīgi radioaktīvi izotopi, kuru pussabrukšanas periodi ir dažas dienas vai pat tikai sekundes (daži Ac un Po izotopi u.c.). Radioaktīvo procesu sekas ir Zemes ķīmiskā sastāva izmaiņas, pēc V.Vernadska mūsdienu Zeme ķīmiskā ziņā vairs nav tāda, kāda tā bija pirms 2 miljardiem gadu. Ir aprēķināts, ka radioaktīvie procesi ikgadus kodolu līmenī tā vai citādi iespaido līdz 10 miljoniem tonnu Zemes vielas.
          Zemes radioaktīvie elementi iedalāmi primāros, kurus Zeme ir ieguvusi jau savā tapšanas laikā, un sekundāros, kuri rodas kosmisko staru iespaidā atmosfēras augšējos slāņos un daļēji nonāk uz Zemes. Radioaktīvie elementi ir sastopami dažādos iežos, maksimālās to koncentrācijas ir granitoīdos, bet minimālās ultrabāziskajos iežos. Domājams, radioaktīvie elementi ir koncentrēti galvenokārt Zemes garozā, ievērojami mazāk to ir mantijā, bet gandrīz nav kodolā. Ja visā Zemes tilpumā to saturs būtu tāds pats kā garozā, tad Zemes temperatūra būtu ievērojami augstāka, tā būtu izkusušā stāvoklī.
          Radioaktīvajā sabrukšanā alfa, beta un gamma starojuma kinētiskā enerģija pāriet siltuma enerģijā. Pašlaik maksimālo enerģijas devumu dod 238U un 232 Th, seko 235U un 40K, kopīgais producētā radiogēnā siltuma daudzums ir pietiekošs, lai veidotos magmas, pastāvētu vulkānisms, noritētu tektoniskie procesi. Tālā pagātnē Zemes radioaktivitāte bija 4-5 x augstāka. Pirms 3-4,5 miljardiem gadu galvenie Zemes radiogēnā siltuma avoti bija 40K, 235U, kuru daudzums laika gaitā ir ievērojami sarucis (attēls), zināmu daudzumu enerģijas agrāk ir producējuši tagad izmiruši īsmūžīgi izotopi, piemēram, 244Pu, 247Cm, 129J, 10Be, 26Al.

          4.4. Zemes vecums

          Elementu izotopu pētījumi ļauj atrisināt jautājumu par Zemes vecumu, šiem nolūkiem izmantojamas vairākas metodes, set visplašāk lieto t.s. "svina metodi". Ir 4 stabili Pb izotopi ar atommasām 204, 206, 207 un 208. Primārais svina izotops ir 204Pb, 3 pārējie ir radiogēni - urāna un torija sabrukšanas produkti, to saturs svina minerālos ir mainīgs. Jo agrāk šie minerāli ir atdalīti no U un Th avota, jo mazāk radiogēno izotopu satur. Ir izsekots šo izotopu un neradiogēnā 204Pb attiecību izmaiņas galveno tektoniski magmatisko ciklu veidojumos un konstatēts, ka no arhaja līdz alpīnā cikla veidojumiem 206,207,208Pb saturs ir pieaudzis vidēji par 4 %.
          Zeme nevar būt jaunāka par visvecākajiem iežiem, kādi sastopami prekembrija vairogu rajonos (Grenlande, Dienvidamerika, Antarktīda, Ukraina). Vislielākais vecums - 4 miljardi gadu - konstatēts cirkonam no Gviānas kristāliskā pamatklintāja amfibolītiem (Dienvidamerikā), tātad Zeme noteikti ir vecāka par 4 miljardiem gadu. Maksimālais Zemes vecums toties nevar būt lielāks par smago radioaktīvo kodolu vecumu, jo uz Zemes tādi nesintezējas, tikai sabrūk. Ja pieņem, ka viss 207Pb un206Pb Zemes garozas un Mēness iežos, kā arī meteorītos ir radies 235U un 238U sabrukšanas rezultātā, tad var aprēķināt šo urāna izotopu vecumu, kas ir iespējamā Zemes vecuma augšējā robeža. Pēc dažādo augšminēto objektu analīzēm smagie urāna kodoli ir veidojušies pirms 5-6 miljardiem gadu. 6 miljardi gadi iegūti, izejot no pieņēmuma, ka sākotnējā 235U un 238U attiecība bija 1:1, tomēr, kā zināms, pāru atomskaitļu izotopi ir izplatītāki par nepāru skaitļu izotopiem, tāpēc pareizāks šķiet pieņēmums, ka 235U:238U attiecība ir bijusi mazāka, domājams, 0,5, tad attiecīgais vecums ir 5,1 miljards gadu.
          Līdz ar to var pieņemt, ka Zemes viela pirms 5,1 miljarda gadu atradās tādos termodinamiskos apstākļos, kad bija iespējama dabiska smago radioaktīvo kodolu sintēze, kas Zemes apstākļos nav iespējams. Tātad Zemes patiesais vecums ir intervālā starp 4 un 5,1 miljardiem gadu. Tā precizēšanai ir izmantotas Pb radiogēno izotopu variācijas dažāda vecuma iežos, un pēc datu matemātiskās apstrādes iegūts skaitlis 4526 miljoni gadu. Jāatzīmē, ka šis skaitlis ir ļoti tuvs akmens meteorītu vecumam pēc radiogēnā svina datējumiem (4,5-4,6 miljardi gadu).

          4.5.Zemes ķīmiskā sastāva veidošanās

          Zemes vielas pirmsākumi saistāmi ar zvaigznes stadiju, kad noritēja ķīmisko elementu sintēze un sekojoša karsta diskveida gāzu (plazmas) miglāja veidošanās, kuram atdziestot, notika gāzu kondensācija ar molekulu, ķīmisku savienojumu un metālisku fāžu rašanos. Cietās putekļu daļiņas, domājams, veidojās ķīmiski aktīvo komponentu oksidēšanās ceļā un sastāvēja no metāliskās dzelzs, oksīdiem, silikātiem. Topošās planētas šāda sastāva vielu saņēma jau “gatavā veidā” no noteiktas protoplanētu gāzu-putekļu miglāja daļas. Tādējādi Zemes ķīmiskais sastāvs ir veidojies vēl pirms pašas planētas rašanās.
          Saskaņā ar kosmoķīmijas un termodinamikas atziņām planētu ķīmiskā sastāva veidošanās ir noritējusi divos etapos. Pirmajā etapā norisinājās gāzu diska atdzišana un vielas kondensācija, kuru, iespējams, iespaidoja kādas netālas supernovas uzsprāgšana. Šādā sprādzienā varēja rasties arī Saules sistēmas radioaktīvie izotopi. Izveidojās ķīmiski neviendabīgs gāzu-putekļu miglājs, jo dažādā attālumā no Saules temperatūras un līdz ar to kondensācijas apstākļi bija atšķirīgi. Otrajā etapā kondensētās daļiņas (putekļi) savācās atsevišķos sabiezējumos - protoplanētās. Saulei tuvākās planētas veidojās galvenokārt no augsttemperatūru kondensācijas produktiem, ieskaitot metālisko dzelzi. Saules vēja iespaidā ievērojama daļa gāzu-putekļu diska vieglāko komponentu tika aizdzīti uz sistēmas perifēriju, kur no tiem veidojās gigantiskās ārējās planētas, kas sastāv galvenokārt no gāzēm. Radiogēno izotopu pētījumi meteorītos liecina, ka laika intervāls starp kodolu sintēzi un planētu veidošanās procesa sākumu nav bijis ilgs, ne vairāk par 200 miljoniem gadu.
          Sākotnējā Zeme maz līdzinājās pašreizējai, bet visā tās pastāvēšanas gaitā pamatu ir veidojuši un veido samērā smagi elementi: C, O, Na, Mg, Al, Si, S , K, Ca, Ti, Mn, Fe, Ni atšķirībā no pārējā kosmosa, kur dominē H un He. Var teikt, ka mēs dzīvojam ūdeņraža-hēlija Visumā, kur smagāki elementi ir rets piemaisījums, bet tieši tajā ietilpst planētu sistēmas.
          Primārais Zemes un citu iekšējo planētu materiāls bija tuvs ogļainajiem hondrītiem, tomēr Zemes materiālā, salīdzinot ar tiem, novērojams zināms daudzu elementu, it īpaši U, Cs, C, N, Zn, Cd, Hg, In, Te, Pb, Bi, Br, J, kā arī cēlgāzu deficīts, vairums šo elementu veido gaistošus savienojumus. Var domāt, ka iekšējo planētu un meteorītu materiāls ir radies divu galveno Saules gāzu frakciju kondensācijas ceļā (3. tabula): augsttemperatūru (2000-1300 K) bez gaistošajiem komponentiem un zemtemperatūru (1300-200 K), kurā saglabāta ievērojama daļa gaistošo komponentu. Saulei tuvākās planētas sastāv no kondensāta augsttemperatūru frakcijas, bet asteroīdu gredzenā starp Marsa un Jupitera orbītām, no kurienes nākuši meteorīti, lielāka loma bija zemtemperatūru frakcijai ar augstāku gaistošo komponentu saturu. Gāzu diska perifērijā atdzišana un kondensācija notika ļoti strauji, bez kaut cik būtiskas vielas frakcionēšanās, saglabājot kā galvenos komponentus gāzes ar dominējošu ūdeņraža lomu.
          Meteorītos dominējošiem minerāliem atbilstošie savienojumi kondensējušies secībā metāliskā dzelzs -metāliskais niķelis - piroksens - olivīns - troilīts sākotnēji šķidru pilienu veidā, no kuriem atdziestot un kristalizējoties veidojās cietas lodveida daļiņas - hondras, kas ir sacietējuši Saules gāzes kondensācijas pilieni.
          Jautājumā par Zemes vielas primāro noslāņošanos metāliskā kodolā un silikātu mantijā pastāv divas dominējošas hipotēzes.


          Attēls 51. Zemes metāliskā kodola veidošanās shēma

          1. Zeme veidojusies kā ķīmiski viendabīga lode - metāliskas dzelzs un silikātu daļiņu maisījums. Drīz pēc izveidošanās sākās strauja Zemes radioaktīva sasilšana, ko izraisīja gan īsmūžīgo (244Pu, 247Cf u.c.), gan vēl tagad pastāvošo (235U, 238U, 232Th, 40K) izotopu radioaktīva sabrukšana, ar lokālu materiāla kušanu, degazāciju un vieglāko komponentu augšupejošu migrāciju. Pēc amerikāņu ģeofiziķa F.Bērča vērtējuma sākotnējās izkusušās masas radās 100-600 km dziļumā, tātad paaugstināta spiediena apstākļos. Atšķirībā no silikātiem metāliskās dzelzs kušanas temperatūru spiediens iespaido ievērojami mazākā mērā, tāpēc var pieļaut, ka vispirms sāka kust dzelzs materiāls. Ar laiku izkusušā slāņa biezuma arvien pieauga, tajā notika likvācija ar smagās dzelzs uzkrāšanos apakšējā daļā, līdz Mēness (tolaik atradās ievērojami tuvāk Zemei) izraisītās paisuma deformācijas varēja izraisīt paklājošā materiāla pārrāvumu un šķidrās dzelzs asimetrisku pārplūdi uz Zemes centrālo daļu (attēls 51), izspiežot turienes vieglāko materiālu pretējā pusē uz augšu. Šāda gravitācijas diferenciācija deva arī ievērojamu papildus enerģiju, - 2500 J uz Zemes vielas gramu, kas vēl vairāk veicināja sasilšanu un tālāku ķīmisku diferenciāciju.
          Šāds kodola veidošanās mehānisms labi izskaidro kontinentālās un okeāniskās puslodes veidošanos. Dzelzs noplūdes vieta varēja atrasties pašreizējā Klusā okeāna vietā, bet tam pretējā pusē - silikātu materiāla pacelšanās vieta.
          2. Vielas noslāņošanās ar smagāko komponentu (dzelzs) uzkrāšanos centrālajā daļā ir notikusi jau pašā akrēcijas (planētas augšanas) gaitā, kas izriet no galveno Zemes komponentu kondensācijas secības (skat. 22. tabulu): Fe (Ni) - 1473 K, Mg2SiO4 - 1444 K, MgSiO3 - 1347 K, FeS - 700 K. Zemes un citu iekšējo planētu veidošanās sākās tad, kad atdziestošajā gāzu miglājā dzelzs kondensācija jau bija noslēgusies, bet silikātu kondensācija tikai sākās, vispirms jau akrēcijas gaitā izveidojās planētu kodoli, kuri pakāpeniski apauga ar silikātu daļiņām. Materiāla diferenciāciju būtiski varēja iespaidot arī magnētiski spēki, veicinot vispirms stipri feromagētisko (metāli), pēc tam vāji feromagnētisko (troilīts) un beidzot nemagnētisko silikātu daļiņu akumulāciju.
          Iespējams, ka kodols ir veidojies abu augšminēto mehānismu kombinācijas ceļā, jau sākotnējam metāliskajam kodolam papildinoties ar šķidru dzelzs masu pieplūdi no Zemes augšējām daļām.

          4.6. Augšējo ģeosfēru veidošanās un evolūcija

          Zemes radioaktīvā sasilšana izraisīja ne vien mantijas un kodola veidošanos, bet arī būtisku mantijas vielas diferenciāciju zonālās kausēšanas ceļā ar Zemes garozas, atmosfēras un hidrosfēras veidošanos. Pa sīkāko plaisiņu sistēmām tvaiki, gāzes, vieglāk kūstoši kausējumi tika izspiesti arvien augstākos horizontos, līdzi pārnesot arī dzīļu siltumu. Beidzot gāzes un lavas izlauzās Zemes virspusē, dodot sākumu augšējām ģeosfērām. Mantijas vielas kušanas rezultātā Zemes virspusē nonāca trīs galvenās tās frakcijas: bazaltu magma, magmā izšķīdušais ūdens (~7 % no magmas masas) un magmā izšķīdušās gāzes.
          Primārais Zemes gāzu apvalks radās drīz pēc pašas planētas rašanās, laika gaitā tas ir pārdzīvojis sarežģītu evolūciju līdz radās pašreizējā, no citām planētām tik atšķirīgā Zemes slāpekļa-skābekļa atmosfēra. Pēc amerikāņu zinātnieka G.Jurī domām primārā, pirmsģeoloģiskā Zemes atmosfēra bija reducējoša un sastāva ziņā varēja līdzināties gigantisko planētu Jupitera un Saturna atmosfērām ar to augstajām CH4 un NH3 koncentrācijām, lai gan viens no dominējošajiem komponentiem bija CO2. Spēcīgā, vēl neekranētā Saules starojuma iespaidā primārajā atmosfērā noritēja intensīvas ķīmiskās reakcijas, tai skaitā oksidēšanās-reducēšanās. Mūsdienu atmosfēras slāpekļa avots bija amonjaka oksidēšanās, slāpeklis atmosfērā parādījās pirms brīvā skābekļa uzkrāšanās, jo pēdējais varēja ilgstoši pastāvēt tikai pēc pilnīgas amonjaka oksidēšanās, kā arī pēc metāna oksidēšanās par CO2 un H2O. Līdz fotosintēzei galvenais skābekļa avots, domājams, bija H2O un CO2 molekulu fotodisociācija Saules un kosmiskā starojuma iespaidā. Tomēr šis skābeklis momentā tika patērēts CH4 un NH3 oksidēšanai un nevarēja radīt ne brīvu skābekli, ne ozona slāni. Reducējoša atmosfēra saglabājās samērā ilgi, vismaz pirmajos 1-1.5 miljardos gadu. Pašreizējā atmosfēras sastāva izveidošanās kļuva iespējama tikai pēc dzīvības un fotosintezējošu, skābekli producējošu organismu rašanās. Brīvā skābekļa parādīšanās sekmēja ozona ekrāna veidošanos, radot iespēju dzīvajiem organismiem iekarot arī sauszemi.
          Jautājumiem par hidrosfēras attīstību, ūdens apjoma un ķīmiskā sastāva izmaiņām ģeoloģiskās vēstures gaitā nav viennozīmīga skaidrojuma. Īpaši daudzveidīgi ir uzskati par okeānu ieplaku veidošanās laiku, par vulkānisma lomu hidrosfēras veidošanā, par sākotnējo ūdens sāļu sastāvu.
          Par paša ūdens izcelsmi pastāv divas galvenās uzskatu kopas. Pašlaik populārāks ir viedoklis, ka hidrosfēras veidošanā galvenā loma ir piederējusi izkusušās magmas degazācijai. Mazāk piekritēju ir uzskatiem par vadošo ūdens kondensācijas lomu no atmosfēras. Jāatzīst, ka zināms racionāls kodols ir abās uzskatu kopās. Mums pazīstamajā kosmiskās telpas daļā ūdens cietā un gāzes fāzēs sastopams samērā plaši - Marsa polārajās ledus un cietās ogļskābās gāzes cepurēs, ar ledu klātajos Jupitera un Saturna pavadoņos, ledus gredzenos ap Saturnu, komētu kodolos, Veneras atmosfērā. Domājams, ka arī Zemes pirmviela bez meteorītu vielas saturēja arī komētu vielu, tātad ūdeni ledus veidā. Vairāki pētnieki uzskata, ka īpaši liela un kompakta komētas masa ir atradusies pašreizējās Klusā okeāna ieplakas vietā. Amerikāņu zinātnieks Franks par komētveida ķermeņu radītiem uzskata visus okeānus. Tīri komētiskais okeānu veidošanās variants gan nav pietiekoši pamatots, jo esošajos okeānos ir pārāk daudz dzīļu degazācijas liecību, bet pirmais ūdens uz Zemes patiešām varēja veidoties no planētas pirmvielā ietilpstošajiem komētveida ķermeņiem, pēc tam papildinoties ar magmas degazācijas ūdeņiem.
          Zīmīgi, ka jau pašos senākajos iežos ir atrasti vienšūnu organismu šūnu sieniņu nospiedumi, bet dzīvi organismi nevar pastāvēt bez šķidra ūdens, tātad tāds lielākā vai mazākā daudzumā jau ir bijis vismaz pirms 3 miljardiem gadu. Kopš šā laika uz Zemes visu laiku tādā vai citādā veidā ir pastāvējusi dzīvība un bijis šķidrs ūdens, hidrosfēra nekad nav uzvārījusies un pilnībā iztvaikojusi, nekad nav arī pilnībā sasalusi.
          Primārās hidrosfēras veidošanās varētu būt notikusi divos etapos. Vispirms siltuma plūsma no Zemes centrālās daļas izkausēja ledu, kā arī atbrīvoja cietajām daļiņām pielipušās gāzu, tai skaitā ūdens tvaiku, molekulas un izspieda šķidrās un gāzveida vielas Zemes virspusē. Otrajā etapā intensificējusies siltuma plūsma kausēja primāro vielu, atbrīvojot ķīmiski saistīto ūdeni, sākās īstie dzīļu degazācijas procesi, kuri turpinās arī mūsu dienās un ir novērojami vulkānu izvirdumos, bet it īpaši okeānu dibenā, riftu zonās, kur dziļlūzumu kopgarums pārsniedz 70000 km. Riftu zonās Zemes garozas lielbloki savstarpēji atbīdās, no dzīlēm paceļoties mantijas vielai, kura veido okeāniskās garozas bazaltus. Ir zināms, ka bazaltu lavas satur līdz 7 % ūdens, kā arī citas gaistošās vielas. Karstu, stipri sāļu ūdeņu izplūde riftu zonu apkaimē ir tieši novērota no zemūdens aparātiem. Kontaktā ar auksto okeāna ūdeni šie ūdeņi strauji atdziest, un no tiem izgulsnējas liela daļa izšķīdušo vielu, veidojot ap izplūdes vietu kaut ko līdzīgu skurstenim, no kura paceļas baltu vai melnu dūmu stabi - "baltie pīpētāji" ar pārsvarā hlorīdu fluīdiem un "melnie pīpētāji" ar sulfīdiem. Visā Zemes pastāvēšanas laikā rifti un vulkāni ir iznesuši virspusē tik daudz vielas, ka atliku likām ir pieticis Zemes garozas, hidrosfēras un atmosfēras izveidošanai. Pēc dažādiem vērtējumiem no dzīlēm iznestās vielas daudzums ir 2,8-4,6.1019 t, tai skaitā ūdens vismaz 2.1018 t (hidrosfērā šobrīd 1,5.1018 t).
          Pēc pazīstamo ģeoķīmiķu V.Vernadska, G.Hatčinsona, V. Rubija domām hidrosfēras apjoms un sastāvs laika gaitā nav būtiski mainījušies. Nenoliedzot to, ka mantijā un Zemes garozā notiekošie procesi nemitīgi papildina hidrosfēru gan ar pašu ūdeni, gan sāļiem, viņi uzskata, ka dažādi ķīmiskie procesi un cikliskā ūdens aprite pastāvīgi tiecas atjaunot sākotnējo līdzsvaru. J.Kulps, A.Vinogradovs u.c., viennozīmīgi atzīstot hidrosfēras izcelsmi mantijas degazācijas rezultātā, uzskata, ka ūdens tvaiki un citas gāzes īpaši intensīvi ir izplūdušas pašos agrīnākajos Zemes attīstības etapos. Savukārt pēc O.Sorohtina modeļa sākotnēji, pirmajā Zemes gadu miljardā, hidrosfēra auga ļoti lēni, tad ļoti strauji, bet pēdējā miljardā gadu atkal lēni.
          Domājams, ka līdzīgi ar šķidras hidrosfēras veidošanos ir noritējusi arī Marsa un Veneras evolūcija. Tomēr Marsa lielākais attālums no Saules (mazāks saņemtā siltuma daudzums) un straujāka Veneras dzīļu degazācija noveda pie paātrinātas Marsa atdzišanas un Veneras sasilšanas, kas iznīcināja to sākotnējo šķidro hidrosfēru. Uz Marsa tā sasala un centrējās ap poliem, daudzi zinātnieki pat pieļauj, ka Marsa dzīlēs varētu būt iekonservēti sasaluši bijušie ūdens baseini, kurus vēlāk pārsegušas putekļu vētru sanesas. Uz ievērojami siltākās Veneras noritēja intensīva šķidrās hidrosfēras iztvaikošana, ūdens tvaiks kopā ar CO2 radīja spēcīgu siltumnīcas efektu ar ievērojamu virsmas temperatūras paaugstināšanos, kas savukārt vēl vairāk intensificēja iztvaikošanu. Uz Zemes siltuma bilance un degazācijas intensitāte atšķīrās no kaimiņu planētām, ko noteica optimālais attālums no Saules, Zemes izmēri, samērā agrā dzīvības attīstība. Dzīvie organismi būtiski iejaucās CO2 apritē, saistīja to, mazinot siltumnīcas efektu.
          Neatkarīgi no hidrosfēras vaeidošanās mehānisma, ūdens jau no pašiem pirmsākumiem saturēja komētu vai meteorītu vielas šķīstošos savienojumus un intensīvās dzīļu degazācijas produktus (HCl, HF, CO2, H3BO3, H2S u.c.), kas noteica pirmokeāna skābo vidi un veicināja intensīvu aptverošo iežu šķīšanu, dēdēšanu un katjonu pieplūdi. Visu sekojošo okeāna ģeoķīmiskās attīstības gaitu var raksturot kā skābju neitralizēšanu ar iežu dēdēšanas bāziskajiem produktiem. Paralēli mainījas anjonu sastāvs - no hlorīdiem uz hlorīdiem-karbonātiem, tad hlorīdiem-karbonātiem-sulfātiem un hlorīdiem-sulfātiem. Sulfātjonu parādīšanās hidrosfērā visciešākajā veidā bija saistīta ar atmosfēras izmaiņām un dzīvās vielas attīstību. Dzīvības rašanās, fotosintēze, daļēji arī ūdens fotodisociācija atmosfēras augšējos slāņos noveda pie atmosfēras komponentu oksidēšanās ar CO2, N2 un SO3 uzkrāšanos, un tieši šajā pārejas laikā no reducējošas uz oksidējošu atmosfēru okeānā parādījās pirmie sulfāti.
          Saldūdens veidošanās ir sekundāru procesu virkne lielajā planetārajā ūdens apritē, kuras dzinējspēks ir Saules enerģija. Ir pat izteikts salīdzinājums, ka saldūdens ir planetārās ūdens aprites procesa sārņi.
              Kā zināms, ogļainajos hondrītos konstatēta virkne organisku savienojumu, tai skaitā visai komplicētu. Tādu veidošanās gāzu miglāja kondensācijas gaitā no tajā izplatītajiem H,C,O,N uzskatāma par likumsakarīgu, un tos zināmā daudzumā saņēma arī Zemes pirmviela. Organisko savienojumu veidošanās noritēja arī reakcijās starp primārās atmosfēras gāzu komponentiem, bet īpaši komplicēti lielmolekulāri savienojumi veidojās ūdens vidē, ko sekmēja kosmisko staru protoni un neitroni, Saules ultravioletais un rentgenstarojums, elektriskās izlādes, paaugstinātā temperatūra. Amerikāņu ģeoķīmiķi S.Epstains un L.Nots pēc O un C izotopu pētījumu datiem Zemes virsmas temperatūru arhajā, kad meklējami dzīvības pirmsākumi, vērtē ap 70 oC (40K tad izdalīja 5 x, bet 235U 18 x vairāk siltuma nekā pašlaik). Šādi apstākļi varēja sekmēt sarežģītu organisko savienojumu veidošanos, no kuriem varēja rasties aminoskābes, līdz kādā Pasaules okeāna vietā, visdrīzāk kādā pusizolētā līcī, domājams, vulkāniskās darbības tuvumā radās pirmie dzīvie organismi. Tādi varēja būt vīrusi, kas apvieno sevī dzīvas un nedzīvas vielas iezīmes - dzīvā šūnā tie vairojas, uzvedas kā dzīvas būtnes, ārpus tās - kā kristāliska viela (šķidrie kristāli).
          Ar dzīvības parādīšanos un fotosintēzes attīstību būtiski izmainījās kā atmosfēra, tā arī hidrosfēra un pat Zemes garoza. Skābekli producēt lielākos daudzumos sāka zilzaļās aļģes, pašas tās ir anaerobi organismi, skābeklis to dzīvei nav nepieciešams, bet, izmantojot Saules enerģiju un sākotnēji, iespējams, arī citus enerģijas veidus (gravitācijas, radioaktīvo, kosmiskā starojuma), tās piedalās fotosintēzē: 6CO2 + 6H2O ® C6H12O6 + 6O2. Tālākā dzīvības attīstība ilgstoši noritēja Pasaules okeānā, kur sākotnēji anaerobo dzīvi pamazām nomainīja aerobā. Bioloģiskajā apritē iesaistījās arvien vairāk elementu. Senajās zilzaļajās aļģēs kā katalizators fotosintēzē kalpoja Fe, vēlāk šīs funkcijas pārņēma Cu, bet brūnajās aļģēs, kas vidējā paleozojā pārceļoja uz sauszemi, šo funkciju sāka veikt Zn.
          Primitīvajiem organismiem, jādomā, bija liels izplatīšanās ātrums, tie ātri okupēja visu Zemeslodi, līdz ar to skābekļa producēšana bija visaptveroša, ne lokāla. Vēl pašlaik lielākais skābekļa ražotājs ir jūras fitoplanktons, kura radītais O2 daudzums lielās bioloģiskās produktivitātes dēļ no laukuma vienības vairākkārt pārsniedz kontinentu devumu (pēc dažiem autoriem pat vairāk nekā astoņas reizes). Atmosfēras režīma maiņa ievada svarīgu lūzuma momentu tās ģeoloģiskajā vēsturē. Apakšējā proterozoja sākums (pirms 2,6 miljardiem gadu) iezīmējas ar lielu dzelzsrūdu iegulu uzkrāšanos, kas fiksēta dažādās planētas vietās un var būt tikai globālu procesu izraisīta. Tādi var būt radikālas atmosfēras sastāva izmaiņas - būtisks skābekļa daudzuma pieaugums atmosfērā fotosintēzes rezultātā, kas izraisīja masveida dzelzs hidroksīdu nogulsnēšanos lielos mērogos, jo krasi samazinājās dzelzs migrētspēja. Līdz ar skābekli krasi pieauga CO2 koncentrācija, kas izraisīja masveidīgu karbonātu sedimentāciju agrā proterozoja beigās (~ pirms 2 miljardiem gadu). Līdz ar to mainās okeāna ūdens sastāvs no hlorīdu uz hlorīdu karbonātu tipu. Apmēram vienlaicīgi ar Fe no okeāna ūdens izzuda SiO2 - organismu skeletos - un bors, domājams, māla minerālos. Uz paleozoja sākumu atmosfēras sastāvs ieguva pašreizējo slāpekļa - skābekļa sastāvu ar ļoti mērenu CO2 daudzumu, paralēli mainījās jūras ūdens sastāvs no Cl- - HCO3- - SO42- uz Cl- - SO42-, kas samazināja Fe un Mn saturu ūdenī. Skābeklis veicināja arī sulfātu attīstību - oksidējot primāros sulfīdus. Fotosintēzē veidojas ne vien spēcīgs oksidētājs - skābeklis, bet arī organiskās vielas, kas uzkrājoties, savukārt nosaka reducējošu vidi. Tādējādi krasi oksidējošu apstākļu izveidošanās neizbēgami izraisīja arī to pretpolu - krasi reducējošus apstākļus purvos, ezeru dūņās, arī ūdens horizontos. Bioloģiskajā apritē sākotnējo vāji reducējošo vidi nomainīja divi pretstati: stipri oksidējoša un stipri reducējoša.
          Pašlaik katru sekundi no atmosfēras kosmosā aizlido apmēram 1 kg ūdeņraža, kas rodas ūdens fotodisociācijas rezultātā, attiecīgi atmosfērā pieaug ūdens smagākā komponenta - skābekļa - saturs. Šādā veidā Zemes pastāvēšanas laikā ir radušies 1018 kg skābekļa - tieši tik, cik tā pašlaik ir atmosfērā. Tā gan ir tikai nejauša sakritība, jo skābekļa patēriņš primārās atmosfēras metāna un amonjaka oksidēšanai un pašreizējā Zemes ķīmiskā līdzsvara radīšanai ir bijis ievērojami lielāks, lielu daļu no tā ir segusi fotosintēze.
          Biosfēras attīstībā izdala vairākas bioģeoķīmiskas “revolūcijas” ar lielu iespaidu uz pārējo ģeosfēru attīstību un daudzu Zemes garozas pamatelementu migrāciju.
          Dzīvības rašanās (~ pirms 3.8 ± 0.3 x 109 gadiem).
          Par pirmo dzīvo vielu uzskata pirmās pašvairojošās organiskās molekulas, kuras, iespējams, bija vīrusu tipa. Šinī etapā atmosfēra sastāvēja no CH4, NH3 un H2 ar citu komponentu iezīmēm, it īpaši H2O.
          Pirmā fotosintēze (pirms 2.9 ± 0.2 x 109 gadiem).
          CO2 sāk patērēties fotosintēzē, kā blakusproduktam veidojoties O2, kurš pilnībā tiek izmantots metāna, amonjaka u.c. atmosfēras komponentu, kā arī daudzu minerālu oksidēšanai. Toreizējā atmosfēra vēl neaizturēja ultravioleto starojumu, tāpēc O2 intensīvi pārveidojās par O3 ar īpaši augstām oksidēšanas spējām, līdz ar to sākotnēji reducējošo vidi Zemes virsmā strauji nomainīja oksidējoša. Šinī laikā novērojama globāla dzelzaino kvarcītu veidošanās, kura līdzīgos apjomos Zemes vēsturē vairs neatkārtojas.
          Pirmie organismi ar karbonātu čaulām (pirms 6 x 108 gadiem), ko ilgu laiku uzskatīja par vienu no lielākajām ģeoloģiskās vēstures mīklām. Prekembrija atmosfēra, domājams, bija bagātāka ar CO2 nekā pašlaik (intensīvs vulkānisms), bet O2 daudzums palielinājās ļoti lēni. Sajā laikā sakarā ar pieaugošu dēdēšanas produktu pieplūdi Pasaules okeāna ūdens pH, domājams, izmainījās no skāba uz sārmainu, līdz ar to organismiem radās grūtības izvadīt apkārtējā vidē savu dzīvības procesu sārmainos atkritumus, kuri koncentrējās ap tiem čaulu veidā.
          Lielā akmeņogļu epoha (pirms 2.5 ± 0.3 . 108 gadiem) - paleozoja vēstures kulminācija, kuras laikā galvenā C masa sakarā ar augu valsts un fotosintēzes uzplaukumu neaizgāja karbonātos, bet gan oglēs. CO2 saturs atmosfērā samazinājās, O2 - paaugstinājās, kas veicināja sauszemes faunas attīstību.
          Pelaģisko foraminiferu un kokkolitoforīdu uzplaukums (pirms 1.0 ± 0.2 . 108 gadiem), ko saista ar ievērojamu mantijas degazācijas intensifikāciju un līdz ar to pastiprinātu CO2 pieplūdi. Karbonātu uzkrāšanās no šelfa pārvietojas uz attālākiem Pasaules okeāna rajoniem, iesaistot karbonātu līdzsvarā praktiski visu ūdens masu un izslēdzot skābā okeāna atjaunošanās iespēju.
          Laika gaitā, paliekot būtībā pastāvīgiem iekšējiem migrācijas faktoriem (kodola lādiņi, valences, jonu un atomu radiusi), izņēmums ir tikai nedaudzie radioaktīvie elementi un izotopi, uz Zemes būtiski ir mainījušies un mainās ārējie migrācijas faktori. Laika gaitā ir evolucionējis ne tikai atmosfēras, hidrosfēras un biosfēras sastāvs, bet būtiski mainījies arī litosfēras augšējo slāņu (dēdēšanai visvairāk pakļautā substāta) petrogrāfiskais tips. Pašlaik uz Zemes cietās noteces struktūrā dominē nogulumieži, kuri aizņem apmēram 72 % no kontinentu virsmas, 8 % aizņem magmatiskās intrūzijas, 6 % vulkāniskie, bet 14 % metamorfie ieži. Senākos ģeoloģiskās vēstures etapos šo iežu attiecības ir bijušas savādākas, mazākas teritorijas aizņēmuši nogulumieži, lielākas - magmatiskie ieži, kuru tips arī laika gaitā nav bijis nemainīgs. Arhaja ainavās ir dominējuši bāziska sastāva (mantijas tipa) ieži, līdzīgi mūsdienu bazaltiem vai Mēness anortozītiem. Proterozojā sākumā tos lielā mērā nomainīja skābie ieži - čarnokīti (kvarcs + K laukšpats + skābais plagioklazs + tumšie minerāli) un granītgneisi. Arhaja un proterozoja kalnu veidošanās procesu izplatība bija planetāra, tie būtībā izveidoja vairogu kodolus un seno platformu pamatnes ar līdzīgu petrogrāfisko sastāvu milzīgās teritorijās, līdz ar to šīs struktūras darbojās kā ģeoķīmiski pastāvīgs seno sedimentācijas baseinu sanesu avots. Vēlāko tektonisko ciklu izpausmes bija lokālākas, un sanesu avotu petrogrāfiskais sastāvs kļuva raibāks, kontrastaināks.
          6. HIDROSFĒRA


          Hidrosfēra ir Zemes virsmas un tai tuvējās Zemes garozas daļas ūdeņu kopums, kurā lielāko daļu aizņem Pasaules okeāns (>90%). Daži autori hidrosfēru nosacīti iedala divās daļās - virszemes hidrosfēra un pazemes hidrosfēra jeb hidroģeosfēra. Kopīgo hidrosfēras masu vērtē ar skaitli 1,5. 1018 t. Hidrosfēras kopplatība (okeāns + ledāji + ezeri + upes + purvi) - 383 milj. km2, Zemeslodes kopplatība 510 milj. km2, t.sk. hidrosfēra 75%. Ziemā ar sniegu hidrosfēras platība palielinās līdz 440 milj. km2 (80% no Zemes kopplatības).
            Dabas ūdeņu apriti un to ķīmiskā sastāva veidošanos apraksta hidroloģiskais cikls. Hidroloģiskais cikls parāda saistību starp galvenajiem ūdens resursu avotiem un atspoguļo iztvaikošanas/izkrišanas procesu lielo lomu ūdens bilances veidošanā. Galvenais enerģētiskais faktors, kas nosaka ūdens iesaistīšanos globālās aprites ciklā ir Saules radiācija, kuras rezultātā Zemes virskārtā esošās ūdens masas sasilst un iztvaiko. Iztvaiko ne tikai ūdens no jūru un okeānu virsmas, bet arī augsnē esošais mitrums, ledāji un Zemes sniega sega. Nozīmīga vieta ūdens nokļūšanā atmosfērā ir iztvaikošanai dzīvo organismu dzīvības procesu rezultātā- evapotranspirācijai. Virs okeāniem iztvaikošanas apjomi pārsniedz ūdens izkrišanu ar nokrišņiem. Kopējais nokrišņu daudzums, kas vienāds ar iztvaikošanas apjomu, ir 0.505 ´ 106 km3/gadā. Tomēr iztvaikošanas apjoms ir ļoti atkarīgs no Zemes reģiona. Uz Zemes kontinentālās daļas nokrišņu izkrišanas intensitāte (0.107 × 106 km3/gadā) pārsniedz iztvaikošanas apjomu (0.071 × 106 km3/gadā), kamēr virs okeāniem iztvaikošana dominē (0.434 × 106 km3/gadā), salīdzinot ar nokrišņu izkrišanu (0.398 . 106 km3/gadā). Starpība starp šiem procesiem aptuveni atbilst upju notecei no sauszemes (0.036 . 106 km3/gadā). Pazemes ūdeņu notecei okeānos un jūrās ir nenozīmīga loma. Iztvaikojošais ūdens nokļūst atmosfērā, kur ūdens tvaiki atdziest un kondensējas. Par kondensācijas centriem kalpo atmosfērā esošās aerosolu un putekļu daļiņas, kā arī kondensācija var izsaukt no kosmiskās telpas nākošā starojuma iedarbības rezultātā veidotas reaģētspējīgas daļiņas. Kondensācijas procesi norit troposfēras augšējos slāņos. Veidotie nokrišņi var izkrist lietus, sniega, krusas veidā. Ūdens tvaikiem nonākot atmosfērā, tie tiek pakļauti vielu izkliedes procesiem, kas raksturīgi atmosfērai, respektīvi, ūdens tvaiki, kas dominējoši veidojas virs jūru un okeānu virsmas, gaisa masu pārvietošanās rezultātā var tikt pārnesti lielos attālumos un izkrist virs kontinentu virsmas.
            Atmosfēras nokrišņiem izkrītot, tie var veidot sniega segu, tos var asimilēt augi, tie var iesūkties augsnē un papildināt pazemē esošos ūdeņu krājumus. Tomēr par vienu no nozīmīgākajām ūdeņu kustības plūsmām uzskata to akumulāciju upju baseinos un ūdeņu virszemes noteci ar upju ūdeņiem. Līdz ar to hidroloģiskais cikls noslēdzas. Katrā no aplūkotajām vidēm ūdens var aizkavēties atšķirīgu laiku- ūdens aprites laiku. Ūdens aprites laiku nosaka ūdens masa, kas atrodas attiecīgajā vidē (piemēram, okeānos atrodas lielākā daļa hidroloģiskajā ciklā esošo ūdens masu), kā arī tas, cik intensīviem procesiem pakļauti ūdeņi katrā konkrētajā vidē. Tā ūdens aprites laiks jūrās un okeānos tiek vērtēts uz ~ 4000 gadiem, ezeros un ūdenstilpēs ~ 10; pazemes ūdeņos- dažas nedēļas līdz ~10 000 gadu, ledājos 10- 1000 gadu, atmosfērā ~ 10 dienas. Relatīvi maznozīmīgs ir t.s. juvenilo ūdeņu apjoms, proti to ūdeņu apjoms, kas veidojas Zemes degazācijas procesā un hidroloģiskajā ciklā tieši neiesaistās. Vienlaikus relatīvi stabilais ūdens daudzums uz Zemes virsmas pašlaik nenozīmē to, ka tāds tas bijis Zemes attīstības gaitā. Piemēram, pēdējā pleistocēna apledojuma maksimālās izplatības laikā (apmēram pirms 18- 23 000 gadiem) ledāju masa uz kontinentiem pieauga par aptuveni 47 ´ 106 km3 (atbilst aptuveni 3.5 % no okeānu masas). Arī citos vēsturiskajos periodos bilance starp ūdeņu masu dažādās tilpnēs visai ievērojami mainījās, respektīvi, mainījās līdzsvars starp hidroloģiskā cikla komponentiem.

          6.1. Ūdens struktūra UN ĪPAŠĪBAS


          Ūdens (H2O) ir viens no stabilākajiem ķīmiskajiem savienojumiem, jo ūdeņraža un skābekļa atomus saista kovalentā saite. Ūdens spēj pastāvēt ļoti kritiskos apstākļos - kosmosā, Zemes mantijā. Ūdens ļoti būtiski atšķiras no pārējiem šķidrumiem, tai skaitā no analogiem pēc vietas periodiskajā sistēmā H2S, H2Se, H2Te ar virkni anomālu īpašību: siltumietilpības, kušanas un iztvaikošanas siltumu, virsmas spraiguma, dielektriskās konstantes lielumi ūdenim ir anomāli. Īpašu iespaidu uz migrāciju ūdens vidē izrāda neparasti augstā dielektriskā konstante, kas normālajā temperatūrā ūdenim ir 81, etilspirtam 25, etiķskābei 6. Tāpēc savstarpējās iedarbības spēks starp joniem ūdenī ir 81 reizi mazāks nekā kristālā, tas izskaidro vielu labo šķīdību un jonizēšanos ūdenī. Lielais ūdens blīvums, siltumietilpība (lielāka tā ir tikai šķidriem amonjakam un ūdeņradim) un viskozitāte liecina par molekulu tendenci asociēties un pretoties to atdalīšanai. Augstā siltumietilpība nodrošina uz Zemes temperatūras svārstību izlīdzināšanu, bet augstā kušanas siltumietilpība nosaka relatīvi izlīdzinātas temperatūras gadalaiku mijās. Lielais virsmas spraigums sekmē viļņu veidošanos ūdenskrātuvēs, veicinot vielas un enerģijas apmaiņu starp hidro- un atmosfēru.
              Neskatoties uz plašo izplatību, ūdens ir samērā vāji izzināta viela. Viens no iemesliem ir tā parastajos apstākļos šķidrais agregātstāvoklis, ar pašreizējiem tehniskajiem līdzekļiem vieglāk pētīt cietas vielas un gāzes. Ledus izpētīts labāk nekā šķidrais ūdens, bet pats pārejas mehānisms no ūdens ledū nav skaidrs. Piemēram, sen zināms, ka tīrs ūdens nemīl sasalt, laboratorijās destilētu ūdeni izdevies atdzesēt līdz -700, tomēr šādā pārdzesētā ūdenī ievadot kristalizācijas centru (smilts graudiņš, ledus kristāliņš, gaisa burbulītis), ūdens momentā sasalst. Ir kāda Sibīrijas ģeologa nostāsts, ka viņam stiprā salā bezvēja dienā pašā ziemas sākumā vajadzējis jāšus šķērsot nelielu ezeriņu. Tikko zirgs iekāpis ūdenī, tas sācis pārledot, un acu priekšā viss ezeriņš pārvērties ledū. Ūdens ezeriņā bijis izcili tīrs. Parasti šķidrumiem, pieaugot spiedienam, viskozitāte pieaug, ūdenim otrādi, spiediens to vēl vairāk sašķidrina, ievērojami samazinot savstarpēji saistīto ūdens molekulu skaitu, tāpēc dzīļu ūdens ir īpaši kustīgs.


              Attēls 70. Ūdens nolekulas uzbūve un saišu garums tajā

              Ūdens savdabību izraisa tā struktūras īpatnības, kas gan šķidram ūdenim pagaidām izzinātas tikai hipotēžu līmenī, tādu ir vairāki desmiti. Labāk pazīstama ir ledus struktūra. Ūdeņradis ir vienīgais elements, kura atomā nav nevienas pilnīgi aizpildītas elektronu čaulas. Tas rada priekšnoteikumus vājām papildus saitēm ūdens molekulā, kura spēj pievilkt kaimiņu molekulu skābekli (attēls 70).

          Attēls 70. Ūdens molekulas uzbūve un ūdeņraža saites veidošanās

              Līdz ar to ūdens molekula it kā iegūst tetraedrisku formu, divi pozitīvie ūdeņraža joni atrodas vienā pusē pozitīvajam skābekļa lādiņam, un rezultējošo lādiņu sadalījumu var iztēloties kā tetraedru ar divām pozitīvi un divām negatīvi lādētām virsotnēm. Pati par sevi molekula ir neitrāla, tomēr summārais negatīvais lādiņš ir koncentrēts tās vienā, bet pozitīvais otrā pusē, un vienas molekulas (+) gals pievelk otras molekulas (-) galu. Tādējādi ūdens molekulas saista ūdeņraža saite.
            Ūdeņraža saites enerģija ir lielāka par starpmolekulārajiem Van der Valsa spēkiem (~0,6 kcal/mol), bet mazāka par jonu un kovalento saišu enerģiju (desmiti kcal/mol). Ūdeņraža saitei ir kolektīvs raksturs. Ledū katrs skābekļa atoms ar ūdeņraža saitēm ir saistīta ar 4 citiem skābekļa atomiem, kuri izvietoti tetraedriski 2,76 Å attālumā no centrālā skābekļa atoma (attēls 69). Ūdeņraža atomi atrodas uz līnijas, kas savieno divus ūdens blakusmolekulu centrus, bet tuvāk vienai no tām. Ūdeņraža saišu veidošanās lielā mērā ietekmē arī ūdens izcilās šķīdinātāja īpašības, pie kam, vielām izšķīstot, molekulas un joni tiek hidratēti, respektīvi, tie mijiedarbojas ar ūdens molekulām, veidojot ķīmiskus savienojumus, kuru stabilitāte var būt pat visai augsta. Piemēram, NaCl izšķīstot ūdenī, notiek mijiedarbības process starp pozitīvi lādēto Na+ jonu un ūdens molekulām, kā rezultātā Na+ jonu aptver sešas ūdens molekulas, veidojot oktaedrisku struktūru. Jonu-dipola saišu enerģija (un līdz ar to stabilitāte) atkarīga no jona izmēriem un tā lādiņa. Jo jona lādiņš lielāks un izmēri niecīgāki, jo saistība spēcīgāka.
            Attēls 71. Na+ jonu hidratācija ūdenī

          Ir divas ūdeņraža atoma iecienītākās atrašanās vietas starp skābekļa atomiem - 0,96 un 1,81 Å attālumā, starp kurām šis atoms nemitīgi lēkā, līdz ar to katru no šīm pozīcijām var uzskatīt par piederošu it kā ½ ūdeņraža atoma.
            Ūdens molekulu raksturo arī tās spēja pašai jonizēties, un šīs reakcijas intensitāti raksturo konstante Kw.

            2H2O « H3O+ + OH-

            Kw = [H3O+] [OH-]= 10-14 mol2dm-6 pie 298 K

            Tīra ūdens reakcija uzskatāma par neitrālu, t.i., [H3O+]=[OH-] = 10-7 mol/l. H3O+ un OH- jonu koncentrācijas izteikšanai 1909. gadā dāņu zinātnieks Sērens Sērensons ieteica izmantot pH jēdzienu:

            pH= - log [H3O+]

            pH ir ūdeņraža jonu (hidroksonija jonu) koncentrācijas negatīvs logaritms.
            skāba vide [H3O+] > 1.0 ´ 10-7 M pH < 7.00
            bāziska vide [H3O+] < 1.0 ´ 10-7 M pH > 7.00
            neitrāla vide [H3O+] = 1.0 ´ 10-7 M pH = 7.00

            Vielām izšķīstot ūdenī, tās var disociēt vai arī iesaistīties hidrolīzes reakcijās. Vājas skābes - etiķskābes disociācijas rezultātā ūdens vidē pieaug hidroksonija jonu koncentrācija un vide kļūst skāba.

            CH3COOH + H2O ® CH3COO- + H3O+

          Attēls 72. Ūdeņraža atomu varbūtīgākā atrašanās ledus kristāliskajā režģī

          Lielās ledus molekulas karkass ir rets (ažūrs), kas nosaka vēl vienu ūdens anomāliju - ledus spēju peldēt šķidrajā ūdenī. Absolūtam vairumam citu vielu cietā fāze ir smagāka par šķidro. Ja ūdenim sasalstot nesamazinātos blīvums (nepalielinātos tilpums), tad ūdenstilpēs izveidojies ledus nogrimtu to dibenā, un īsā laikā visa hidrosfēra pārvērstos par ledus blāķi, Zeme neatgriezeniski apledotu.
          Ledum kūstot, tā ažūrā struktūra tiek daļēji izjaukta, un ūdens paliek smagāks par ledu. Izkausējot ledu un sildot ūdeni, ūdeņraža saites daļēji tiek sarautas, bet nelielā mērā tās saglabājas pat termālajos ūdeņos. Pēc L.Polinga domām salīdzinoši mazais ledus kušanas siltums liecina par to, ka sarauto ūdeņraža saišu daļa ir samērā neliela (~15 %), kūstot vismaz sākumā saglabājas ūdens molekulu tetraedriskais izvietojums. Līdz ar to ūdens no pārējiem šķidrumiem atšķiras ar zināmu molekulu sakārtotību, zināmu struktūru, it kā līdzību ar cietiem ķermeņiem. Ir skaidrs, ka, kūstot ledum, tā struktūra nesabrūk uzreiz, bet tās fragmenti saglabājas līdz pat vārīšanās temperatūrai, pat ūdens tvaiks satur atsevišķus molekulu saaugumus. Šķidrā ūdenī izplatīti div-, četr- un astoņmolekulu sakopojumi, div- un četrmolekulārie ķēdīšu veidā, astoņmolekulārie trigonālu prizmu veidā, ir arī pat 12 - 150 molekulu sabiezējumi ar brīvu telpu vidū, ir atsevišķas molekulas (attēls 72).
          Zemes virsmas apstākļos lielākā ūdens masa ir šķidrā stāvoklī. Lai ledu pārvērstu ūdenī un ūdeni tvaikā, ir jāpatērē enerģija, pirmajā gadījumā 332 J/g, otrā 2258 J/g. Lielās kušanas un iztvaikošanas siltumu atšķirības nosaka sarauto ūdeņraža saišu daudzums - iztvaikojot tiek sarautas visas, kūstot acīm redzot tikai kādi 15%. Katru minūti ūdens iztvaicēšanai no okeāna virsmas tiek patērēti 2.1018 džoulu Saules enerģijas, bet šo siltumu Zeme nezaudē, troposfērā ūdens tvaiki kondensējas, un iztvaikošanā patērētais siltums atkal atgriežas. Ūdens tvaiki atmosfērā arī pārtver Saules infrasarkano starojumu, radot siltumnīcas efektu, ūdens tvaika loma Zemes siltumnīcas efektā ir ievērojami lielāka nekā CO2 loma. Atmosfēras mitrumu var salīdzināt ar siltu segu, kas ietin Zemi.

          Attēls 73. Ūdens molekulu izkārtojums šķidrajā ūdenī
          Ūdeņraža saite izraisa arī lielo ūdens virsmas spraigumu. Molekulas ūdenī no visām pusēm pievelk citas molekulas - magnētiņi. Ūdens virsmā no augšas šādas pievilkšanas nav, ir tikai no apakšas, un molekula tiek it kā ievilkta ūdenī, rodas virsmas spraiguma kārtiņa. Lielāks nekā ūdenim virmas spraigums ir tikai dzīvsudrabam. Ūdens virsmas spraigumu samazina izšķīdušie sāļi; domā, ka absolūti tīra ūdens virsmas spraigums ir tāds, ka pa to varētu braukt ar slidām. Virsmas spraigumu izmanto kukaiņi - ūdensmērītāji. Ūdenim piemīt augstas slapināšanas spējas. Slapināšanās un virsmas spraigums palīdz ūdenim pārvietoties pa sīkām porām, kanāliem pretēji gravitācijas spēkiem, kas nodrošina augsnēs un iežos t.s. karenūdens pastāvēšanu. Kapilārūdens var pacelties pat 10 - 12 m augstumā.
          Šķidrajā ūdenī ūdens molekulas nav nekustīgas, tās izdara nepārtrauktas svārstības ap kādu līdzsvara stāvokli (siltuma kustība), kā arī lēcienveida translācijas no viena līdzsvara stāvokļa citā, vājinoties ūdens struktūrai. Translācijas lielā mērā ir atkarīgas no ūdenī esošajiem joniem, no kuriem daļa (striktori) tās pavājina un sekmē struktūras saglabāšanos, citi (destriktori) translācijas veicina, vēl citi neiespaido. Kā striktori, nostiprinot tuvāko ūdens molekulu pozīcijas līdzsvara stāvoklī, darbojas nelieli joni ar samērā augstām enerģētiskajām konstantēm: Mg2+, Ca2+, Ba2+, Na+, Li+, SO42-. Destriktori, stāvokļa maiņu veicinātāji, ir galvenokārt lieli, vienvērtīgi joni - K+, Rb+, Cs+, J-, Br-, Cl-, NO3-.
          Ķīmiski nozīmīgākās ūdens īpašības ir spēja viegli pāriet no viena agregātstāvokļa citā, labās šķīdinātājspējas, atrašanās dažādās formās iežu, minerālu, dzīvās vielas sastāvā, aktīva līdzdalība daudzu elementu ģeoķīmiskajā apritē.
              Ūdens lomu lielā mērā nosaka temperatūras apstākļi. Svarīga robežvērtība ir 00C, zem kuras daļa ūdens pāriet cietā stāvoklī, daļa tomēr paliek šķidra, dažas ūdens formas nesasalst pat pie -800. Nākošā nozīmīgā temperatūras robeža ir 400, ko sauc arī par Mendeļejeva temperatūru, pie šīs temperatūras notiek būtiskas ūdens fizikālo īpašību izmaiņas. Šai temperatūrai atbilst minimālā siltumietilpība, anomāla viskozitāte, maksimālā halīta un ģipša šķīdība. Visi hidrosfēras ūdeņi ir lielākā vai mazākā mērā mineralizēti un var tikt uzskatīti par dažādas koncentrācijas dabiskiem šķīdumiem, pat vistīrākie lietus ūdeņi vidēji satur līdz 50 mg/l izšķīdušu vielu. Tāpēc dabisko ūdeņu īpašības atšķiras no destilēta ūdens īpašībām.

          6.2. Ūdens paveidi
          Ūdeņradis dabā sastopams 3 izotopu - protija (1H), deiterija (2H vai D) un tritija (3H) veidā, divi pirmie stabili, tritijs radioaktīvs. Skābeklim savukārt ir 6 izotopi, trīs īsdzīvojoši 14O, 15O, 19O (radioaktīvi), trīs 16O, 17O un 18O stabili, dominē 16O, izotopa 17O ir ļoti maz, 18O nedaudz vairāk. Pavisam pastāv 9 ūdens paveidi:

          HD16O un D2O sauc par smago ūdeni, tas ievērojami atšķiras no parastā ūdens - sasalst pie 3,80, vārās pie 101,40, visblīvākais ir pie 11,60, reakciju ātrums un šķīdība smagajā ūdenī ir mazāka nekā parastajā. Organismiem smagais ūdens ir kaitīgs. Okeāna ūdenim izotopu attiecības ir pastāvīgas 18O:16O=0,0021; D:H=0,000158 (uz 1 miljonu 1H216O molekulu ir 2000 H218O, 320 HD16O un 420 H217O molekulu). Vismazāk smagā ūdens ir polāro zemju atmosfēras nokrišņos, visvairāk - sālsezeros, jo deiterija saite ir stiprāka par parastā ūdeņraža saiti, tāpēc smagā ūdens molekulām iztvaikošanas procesā grūtāk izrauties no šķidrās fāzes. Izotopu frakcionēšanās notiek arī kušanas-sasalšanas procesos, arktiskais ledus satur par 2 % vairāk D nekā jūras ūdens, no kura tas veidojies. Deiteriju uzskata par vienu no ģeoķīmiski visinteresantākajiem izotopiem, tā pētījumi palīdz restaurēt ziņas par okeāna un kontinentālo virsūdeņu sakariem, par dziļo horizontu ūdeņu ģenēzi, par hidrotermālo procesu norisi. Deiterija variācijas dabiskajās sistēmās sastāda līdz 70%, kamēr 18O variācijas ir mazāk kontrastainas - tikai 9%.

          6.2. DABAS ŪDEŅU SASTĀVS
              Tā kā ūdenī daudzu vielu šķīdība ir ļoti augsta, tad dažādu izšķīdušo vielu saturs dabas ūdeņos var mainīties plašās robežās- no dažiem miligramiem litrā līdz pat desmitiem gramu litrā. Atkarībā no izšķīdušo vielu un jonu koncentrācijas ūdenī, tie iedalās dominējošajos, makrokomponentos un mikroelementos.
            Okeānu, jūru un saldūdens ūdenstilpju ūdeņu ķīmiskais sastāvs ļoti stipri atšķiras. Okeāna ūdeņos katjonu izplatība izkārtojas rindā:

            Na+ > Mg+2 > Ca+2 > K+ > = citi katjoni,

            upju ūdeņos šī secība ir šāda :

            Ca+2 > Na+ > Mg+2 > K+ > = citi katjoni.

            Tas pats attiecināms uz anjonu izplatības rindām. Ja jūru un okeānu ūdeņos dominē hlorīdjoni un sulfātjoni, tad saldūdeņos parasti augstākās ir hidrogēnkarbonātu koncentrācijas.
            Galvenais faktors, kas ietekmē dabas ūdeņu sastāvu, ir to veidošanās apstākļi.
          6.2.1. Sārmu metālu sāļi

            Dabas ūdeņos galvenokārt atrodami nātrija sāļi. Nātrija saturs pazemes ūdeņos var sasniegt līdz 50 mg/l, ezeru ūdeņos 0,5-10 mg/l. Nātrijs ūdenī nokļūst, izskalojoties no nātrija hlorīda un citu šķīstošo hlorīdu un sāļu atradnēm, kā arī, sadaloties laukšpatam. Ievērojami daudzumi nātrija vidē nokļūst antropogēnā piesārņojuma rezultātā.
            Kālija saturs dabas ūdeņos ir zemāks. Kālijs ūdeņos galvenokārt nokļūst, sadēdējotot tādiem minerāliem kā ortoklāzam, biotītam, silvīnam. Kālija jonu saturu ūdeņos ietekmē paaugstināta kālija jonu asimilācija augsnē, īpaši, salīdzinot ar nātrija joniem, tā spēja sorbēties uz minerālu daļiņām un iekļauties to struktūrā. Kālija satura līmeņus nosaka tā intensīvā asimilācija ar augiem.
            Litijs parasti ietilpst ūdeņu sastāvā kā mikroelements. Litija avots var būt tādu minerālu kā piroksēnu, vizlas dēdēšana. Litijs sastopams mineralizētos pazemes ūdeņos. Jūras ūdeņos Li saturs var būt ap 0.1-0.3 mg/l.
          6.2.2.Sārmzemju metālu sāļi

            No sārmzemju metāliem dabas ūdeņos visvairāk atrodas kalcijs. Kalcijs dabā atrodams vairāk nekā 700 minerālu sastāvā - ģipsis, CaSO4 ´ 2H2O; anhidrīts, CaSO4; dolomīts, CaMg(CO3)2; kalcīts, aragonīts, marmors, CaCO3; anortīts CaAl2(SiO4)2; fluorīts CaF2. Kalcija un magnija saturs nosaka ūdens cietību. Kalcijs dabas ūdeņos nokļūst kalcija sulfātu saturošu iežu dēdēšanas rezultātā (sulfātu cietība), kā arī karbonātiežu mijiedarbības rezultātā ar oglekļa dioksīdu un ūdeni, veidojoties viegli šķīstošiem hidrogēnkarbonātiem. Šo jonu saturs ūdenī viennozīmīgi ir atkarīgs no ūdeņu veidošanās apstākļiem, respektīvi, no tā, cik ilgi un kādā temperatūrā ūdeņi ir kontaktā ar karbonātu iežiem un gaisu. Karbonāti un hidrogēnkarbonātjoni kopā ar dabas ūdeņu humusvielām nosaka to buferkapacitāti.
          CaMg(CO3)2 + 2(H2O + CO2 « H2CO3) ® Ca+2 + Mg+2 +4HCO3-
          CaCO3 + CO2 + H2O ® Ca+2 + 2HCO3-

            Stroncijs sastopams kopā ar pārējiem sārmzemju metāliem, tikai ievērojami niecīgākās koncentrācijās. Stroncija avots ir tādu minerālu kā stroncianīts (SrCO3) un celestīts (SrSO4) dēdēšana. Jūras ūdeņi var saturēt līdz 8 mg/l stroncija.
            Bārijs dabas ūdeņos sastopams vēl niecīgākos daudzumos kā stroncijs, tomēr dažādu ražošanas procesu rezultātā dabas vidē var nokļūt visai lieli tā daudzumi, kas nosaka nepieciešamību normēt bārija saturu ūdenī.
            Magnijs kopā ar kalciju nosaka ūdens cietību. Dabā magnijs ietilpst daudzu minerālu sastāvā kopā ar kalciju (dolomīts), kā arī atrodams karbonātu (MgCO3, magnezīts), sulfātu (MgSO4 ´ 7H2O), silikātu (serpentīns, olivīns, azbests, talks) iežu veidā. Magnija avoti ūdeņos ir karbonātu un silikātu dēdēšanas procesi.

            MgCO3 + CO2 + H2O ® Mg+2 + 2HCO3-
            MgSiO3 + 2CO2 + 3H2O ® Mg+2 + 2HCO3- + Si(OH)4

            Magnija līdzsvars ūdeņos tiek uzturēts, tam saistoties karbonātu minerālos un jonu apmaiņas procesos.
          6.2.3. Ūdens cietība

            Tradicionāli par ūdens cietību uzskata kalcija un magnija satura summu ūdenī. Tomēr par galveno cietību nosakošo faktoru rekomendē uzskatīt kalcija saturu, vai arī Ca, Mg, Sr, Ba jonu kopējo saturu.
            Izšķir šādus ūdens cietības veidus:
            1)kopējā ūdens cietība - kopējais kalcija un magnija jonu daudzums;
            2)karbonātu cietība - kalcija un magnija karbonātu un hidrogēnkarbonātu saturs;
            3)nekarbonātu cietība - sārmzemju metālu sulfātu, hlorīdu, nitrātu, silikātu un citu sāļu daudzums.
            Cietību izsaka miligramekvivalentos (mgekv), milimolos uz litru, cietības grādos, kā arī miligramos litrā (1 mg/l -1 ppm). Ūdens cietība ir uzskatāma par vienu no pirmajiem ūdens kvalitātes rādītājiem, kas tika analizēts. Līdz ar to dažādās valstīs attīstījušās un joprojām pastāv atšķirīgas sistēmas, kā izteikt ūdens cietību.
            Ūdens cietība atspoguļo, no vienas puses, kalcija un magnija saturu gruntī, bet, no otras puses, ogļskābās gāzes daudzumu. Tīrā ūdenī (bez CO2) šķīst tikai 14 mg/l CaCO3, bet ūdenī, kas atrodas līdzsvarā ar atmosfēras CO2, var izšķīst līdz 40 mg CaCO3, veidojot hidrogēnkarbonātus (2 cietības grādi). Tā kā augsnē CO2 veidojas dažādu bioloģisku procesu rezultātā un tās koncentrācijas var būt augstākas par līdzsvara koncentrācijām gaisā, tad pazemes ūdeņos ūdens cietība var būt augstāka. Galvenais faktors, kas nosaka kāda ūdens tipa izplatību, ir konkrētā reģiona uzbūve.
          6.2.4. Ūdenī izšķīdušās gāzes

            Ogļskābā gāze un skābeklis ir galvenās ūdenī izšķīdušās gāzes, bet ūdenī var atrast izšķīdušā veidā arī citas gāzes- metānu, radonu, sērūdeņradi, slāpekli un citas. Gāzu šķīdību ūdenī apraksta Henri likums:

            p = KH ´ x
            kur: KH - Henri koeficients (mol ´ l-1 ´ atm-1). Tipiskas Henri koeficienta vērtības apkoptas tabulā;
            p- gāzes spiediens;
            x- vielas molārā koncentrācija šķīdumā.

            Ogļskābā gāze ūdenī mijiedarbojas ar ūdens molekulām, veidojot ogļskābi, kura savukārt disociē.
            Tā kā ogļskābās gāzes koncentrācija gaisā ir visai zema, tad faktiski CO2 saturu ūdenī nosaka vispirms karbonātu iežu izšķīšana un tas, ka HCO3- un CO3-2 veidošanās ievērojami paaugstina CO2 šķīdību, bet, otrkārt, ogļskābās gāzes veidošanās, sadaloties dzīvajiem organismiem.
            Brīvās ogļskābās gāzes saturs ūdenī mainās plašās robežās. Gruntsūdeņos tas normāli ir 10-20 mg/l CO2, bet minerālūdeņos var sasniegt pat 1000 mg/l. Virszemes ūdeņos CO2 saturs ir 1-10 mg/l.
            Skābeklim ir principiāla nozīme bioloģisko procesu norisē jebkurā ūdenskrātuvē. Skābeklis nodrošina aerobo hidrobiontu pastāvēšanu ūdeņos. Galvenais avots skābeklim ūdenī ir atmosfēra un skābekļa izšķīšana. Skābekļa šķīdība ūdenī ir atkarīga no tā koncentrācijas gaisā, ūdens temperatūras un sāļu satura ūdenī. Jo ūdens temperatūra augstāka, jo skābekļa šķīdība ūdenī ir zemāka. Tāpēc, piemēram, siltu notekūdeņu ievadīšana, pat tad, ja tie nav piesārņoti, var radīt skābekļa satura pazemināšanos ūdeņos. Arī sāļu satura pieaugums pazemina skābekļa šķīdību ūdenī
            Skābeklis ūdeņos tiek patērēts galvenokārt dzīvo organismu elpošanai un organiskās vielas oksidēšanai.

            {CH2O}n + O2 ® CO2 + H2O
            ogļhidrāti
            Tomēr arī citi skābekļa utilizēšanas procesi var būt nozīmīgi.

            NH4+ + 2O2 ® 2H+ + NO3- + H2O
            4Fe+2 + O2 + 4H+ ® 4Fe+3 + 2H2O
            2SO3-2 + O2 ® 2SO4-2
            .
          Skābekļa difūzija ūdenī ir ļoti lēns process un, lai tā koncentrācija ūdenī sasniegtu piesātinājumu, nepieciešama ūdens masu sajaukšanās. Līdz ar to, ja ūdens masu sajaukšanos ietekmē mehāniski procesi, iespējamas skābekļa koncentrācijas izmaiņas atkarībā no dziļuma. No otras puses, ja skābeklis tiek patērēts bioloģiskos procesos, arī tas var ietekmēt skābekļa saturu ūdeņos.
            Metāns (CH4) tipiski atrodams pazemes ūdeņos. Galvenais metāna avots ūdeņos ir organiskās vielas sadalīšanās procesi, un tas ūdenstilpēs var veidoties nogulās (dūņās), sadaloties organiskajām vielām bezskābekļa vidē.
            Arī sērūdeņradis (H2S) veidojas, sadaloties organiskajām vielām, kas satur sēru un tāpēc tipiski paaugstinātas tā koncentrācijas novērojamas vai nu pazemes ūdeņos (veidojas arī sulfīdus saturošu minerālu dēdēšanas procesā) vai ūdenstilpēs bezskābekļa vidē. Sērūdeņradis ir ārkārtīgi toksisks un nomāc hidrobiontu attīstību.
          6.2.5. Halogenīdjoni dabas ūdeņos

            Gandrīz visi dabas ūdeņi satur halogenīdu jonus, kuru vidū dominē hlorīdjoni. Hlorīdjonu satura līmeņus nosaka: a) virs jūrām un okeāniem veidojušos jūras sāļu aerosolu izkrišana; b) nātrija hlorīda izšķīšanas procesi; c)antropogēnais piesārņojums. Straujas hlorīdjonu satura izmaiņas var liecināt par ūdenstilpes piesārņojumu. Tiek vērtēts, ka līdz 30 % no virszemes ūdeņos esošo hlorīdjonu avots ir vides piesārņojums. Hlorīdjoni vidē ir ļoti kustīgi.
            Hlorīdjonu klātbūtne ir būtiski svarīga ūdens izmantošanai, it īpaši pārtikā. Atkarībā no pārējo sāļu satura, ja to koncentrācija ir virs 100 mg/l, var sajust sāļu garšu, bet, ja Cl- saturs pārsniedz 400 mg/l Cl-, tad ūdens pārtikā nav izmantojams.
            Fluorīdjoni atrodami ūdeņos niecīgā daudzumā (< 0,5 mg/l). Jūras ūdeņos F- saturs var sasniegt ~ 1.5 mg/l. Fluorīdjonu avots ir fluorīta, apatīta vai amfibolu dēdēšana kā arī Zemes mantijas degazācija un vulkāniekie procesi. Fluorīdjoni asimilējas, sorbējoties uz alumosilikātiem jonu apmaiņas rezultātā un šis sorbcijas process ir atkarīgs no pH. Fluorīdjoniem ir liela fizioloģiska nozīme, to klātbūtne ūdenī palīdz aizsargāt zobus no kariesa, tiem ir liela nozīme cilvēka skeleta attīstībā.
            Bromīd- un jodīdjoni saldūdeņos atrodami mikrodaudzumos (0,5-50 mg/l). Ievērojami augstākas ir to koncentrācijas jūras un okeāna ūdeņos (Br- koncentrācija jūras ūdeņos var būt ~ 60-80 mg/l). Augstas bromīdjonu koncentrācijas sastopamas mineralizētos pazemes minerālūdeņos arī Latvijā.
          6.2.6. Sēra savienojumi ūdeņos

            Sērs ietilpst dzīvo organismu sastāvā gan neorganisko, gan organisku savienojumu veidā. Nozīmīgākie neorganiskie sēra savienojumi ir sulfīdi (S-2 joni un to sāļi), sērūdeņražskābe un sulfāti. Organisko savienojumu veidā sērs ietilpst aminoskābēs, merkaptānos un citos sērorganiskos savienojumos.
            Sulfātu saturs dabas ūdeņos svārstās robežās no 10-100 mg/l SO4-2. Sulfāti veidojas ne tikai tos saturošu iežu (ģipsis, mirabilīts un anhidrīts) dēdēšanas un izšķīšanas rezultātā, bet arī, oksidējoties sulfīdiem un sērūdeņradim.
            Nozīmīgs sulfātjonu avots dabas ūdeņos ir antropogēni emitēto sēra savienojumu nokļūšana ūdeņos, vispirms ar nokrišņiem, kā arī virszemes noteces veidā. Savukārt atmosfērā sēra savienojumi nokļūst sēra dioksīda veidā, kura avots ir fosilajā kurināmajā (akmeņogles, nafta, kūdra) esošo sēra savienojumu oksidēšanās. Atmosfērā SO2 viegli oksidējas, veidojot sulfātus un sērskābi, kā rezultātā atmosfēras nokrišņu saturā var pieaugt sulfātjonu saturs un pH - pazemināties. Dabiskas izcelsmes sulfātjonu avots atmosfēras nokrišņos ir aerosolu veidošanās virs jūrām un okeāniem.
            Nozīmīgs sulfātjonu dabiskās emisijas avots ir tādu iežu un minerālu dēdēšanas process, kuri satur sulfīdus. Vispirms šis dēdēšanas process skar pirītu.

            2FeS2 + 6O2 + H2O ® FeSO4 + H2SO4
            Dzīvajos organismos sēra saturs mainās no 0.05 % līdz 5 % (pēc sausās masas). Organiskajās vielās esošie sēra savienojumi pārvēršas par sulfīdiem vai H2S heterotrofo baktēriju metabolisma rezultātā. Bezskābekļa vidē sulfātjoni var tikt reducēti līdz sērūdeņradim. Šīs reakcijas veic sulfātreducējošās baktērijas, kas kā enerģijas avotu izmanto ogļūdeņražus
            C6H12O6 + 3Na2SO4 ® 3CO2 + 3Na2CO3 + 3H2S + 3H2O
            Šo reakciju rezultātā ūdens vide bagātinās ar CO2 un sērūdeņradi.
          6.2.7. Mikroelementi ūdeņos

            Par mikroelementiem uzskata elementus, kuru saturs ūdeņos ir mazāks pa 1 mg/l. Mikroelementu satura izpēte ūdeņos ir nozīmīga gan no praktiska viedokļa, gan, lai analizētu vidē noritošos procesus.
            Bioloģisko procesu norisei nozīmīga ir daudzu mikroelementu klātbūtne ūdeņos. Tādu elementu kā mangāns, vanādijs, selēns, kobalts un daudzu citu klātbūtne ir būtiska normālai hidrobiontu attīstībai, neskatoties uz to, ka to darbības mehānisms un tas, kādās dzīvības funkcijās tie piedalās, bieži ir neskaidrs. Mikroelementus, no otras puses, raksturo tas, ka, pārsniedzot zināmas robežkoncentrācijas, to iedarbība kļūst akūti toksiska.
            Pazemes ūdeņi bagātinās ar mikroelementiem, saskaroties ar jūras nogulumu sāļiem. Ņemot vērā mikroelementu niecīgās koncentrācijas vidē, dabas ūdeņos tie reti atrodami jonu veidā, bet gan dominējoši tie ir saistīti koloīdu daļiņu veidā ar humusvielām, vai sorbēti uz ūdenī suspendētām vielām.
            Tādu mikroelementu kā fluors, jods, bors selēns klātbūtne vai to trūkums ūdenī var tieši ietekmēt dzīvo organismu attīstību.
          6.2.8. Biogēnie elementi

            Par biogēnajiem elementiem ūdeņos apzīmē slāpekļa savienojumus -neorganiskos jonus (NH4+, NO2+, NO3-) un slāpekļa organiskos savienojumus, fosfora savienojumus-neorganiskos (PO4-3, polifosfātjonus) un organiskos savienojumus, kā arī dzelzs un silīcija savienojumus to dažādajās oksidēšanas pakāpēs un atrašanās formās, ņemot vērā to lielo nozīmību dzīvības procesu nodrošināšanā ūdenstilpnēs.
            Amonjaks (amonija joni) veidojas ūdenskrātuvēs, sadaloties organiskajām slāpekli saturošām vielām heterotrofo baktēriju darbības rezultātā. Tomēr biežāk tā satura līmeņus nosaka organisku atkritumu (vircas, notekūdeņu, ekskrementu), sadzīves un rūpniecisko atkritumu ieplūde ūdenskrātuvēs. Sadaloties organiskajām vielām, kā starpprodukti veidojas relatīvi daudz dažādu slāpekļa savienojumu, tomēr to akumulācija ūdeņos nenotiek tā kā bioloģiskā stabilitāte ir zema. Atkarībā no vides pH amonjaks ūdens vidē pastāv kā NH4+ jons (tipiski ja ūdens pH< 7) vai nedisociēts NH4OH. Amonija joni ir toksiski, īpaši ņemot vērā to iedarbību uz zivīm. Amonija joni sorbējas uz suspendētām daļiņām ūdens vidē, bet purvu ūdeņos tie var būt saistīti humusvielu skābju sāļu veidā. Amonija jonu saturs dabas ūdeņos ir ievērojami atkarīgs no bioloģisko procesu rakstura tajos un līdz ar to amonija jonu koncentrācijas ievērojami ietekmē sezonālie procesi. Tipiski vasaras sezonā notiek to intensīva akumulācija, bet ziemas laikā to koncentrācijas ūdeņos pieaug.
            Nitrītjoni (NO2-) galvenokārt veidojas kā slāpekļa savienojumu transformācijas starpprodukti - oksidējoties NH4+ vai reducējoties NO3-. Nepiesārņotos ūdeņos nitrītjoni atrodami zīmju daudzumos ( > 0,001 mg/l NO2-) un to koncentrācijas pieaugums ir būtisks piesārņojuma rādītājs.
            Nitrātjoni (NO3-) atrodami praktiski jebkādās ūdenskrātuvēs. Tīros virszemes ūdeņos nitrātjonu koncentrācija parasti ir 0,4-8 mg/l, bet piesārņotos - pat līdz 50 mg/l NO3-. Galvenie piesārņojuma avoti ir minerālmēslu izskalošanās no augsnes, organisko un neorganisko vielu pārvērtības un transformācijas procesi.
            Slāpekļa savienojumu atrašanās formas ir savstarpēji saistītas un tie var pārvērsties viens otrā. Slāpekļa savienojumu apriti nosaka mikroorganismu darbība. Galvenie procesi šajā aprites ciklā ir slāpekļa saistīšana, kura norit fotosintēzes procesā (asimilācijā). Asimilācijas rezultātā veidojas slāpekļa organiskie savienojumi. Tiem sadaloties veidojas amonjaks -amonija sāļi (amonifikācija), kuri tālāk pārvēršas par nitrātiem un nitrītiem (nitrifikācija). Nitrifikāciju var definēt arī kā organisko un neorganisko slāpekļa savienojumu oksidēšanos. Amonija jonu (slāpeklis -III) nitrifikācijas reakcijas norit vairākās starpstadijās, bet to galaprodukts ir nitrātjoni (slāpeklis V).
            2NH4+ + 3O2 ® 4H+ + 2NO3- + H2O
            NH4+ ® NH2OH ® HNO2 ® HNO3

            Slāpekļa savienojumu avots ūdeņos ir atmosfēras nokrišņi, tieša slāpekļa asimilācija un virszemes notece. Slāpekļa asimilācija notiek NO3- jonu reducēšanās rezultātā mikroorganismu iedarbībā (denitrifikācija), veidojoties N2, kā arī saistoties nogulumos.
            Nozīmīga nitrificējošo baktēriju grupa ir Nitrosomonas, kuras veic amonija jonu oksidēšanu par nitrītjoniem. Tās ir mezofīlas baktērijas, spējīgas attīstīties plašā temperatūras intervālā (1 līdz 370C) vidē, kuras pH tuvs neitrālam. Nitrītjonu oksidēšanu par nitrātjoniem veic Nitrobacter, kuru attīstības pH un temparatūras intervāls ir šaurāks. Līdz ar to, piemēram, zemā temperatūrā var akumulēties nitrītjoni. Nitrifikācijas reakcijas nenotiek anaerobā vidē, piemēram, anaerobos ūdenstilpju sedimentos. Nitrifikāciju inhibē daudzas organiskas vielas, tajā skaitā arī dabiskas izcelsmes, piemēram, tanīni, humusvielas. Līdz ar to nitrifikācijas reakcijas purvu ūdeņos tiek inhibētas.
            Denitrifikācija ir augstāk oksidēto slāpekļa savienojumu (nitrīt- un nitrātjonu) reducēšanās, veidojoties slāpeklim vai slāpekļa (I) oksīdam (N2O).

            NO3- ® NO2- ® N2O ® N2

            Denitrifikācija notiek anaerobā vidē un to veic Pseudomonas, Achromobacter, Escherichia, Bacillus, Micrococcus. Fermentam nitrogēnreduktāzei ir būtiska loma denitrifikācijas procesā.
            Fosfora savienojumu lomu ūdens vidē noritošajās reakcijās nosaka to loma hidrobiontu metabolismā un tas, ka relatīvi niecīgi fosfora daudzumi ir pieejami hidrosfērā. Salīdzinot ar citiem elementiem, kuru klātbūtne nepieciešama dzīvo organismu attīstībai (C, H, O, N, Fe, S), fosfors ir ievērojami mazāk izplatīts un līdz ar to bieži limitē dzīvo organismu attīstību. Ūdeņos fosfors var atrasties daudzu savienojumu formā. Fosfāti (H2PO4-, HPO4-2, PO4-3) palielinātos daudzumos ūdeņos nokļūst galvenokārt cilvēka saimnieciskās darbības rezultātā. Antropogēnā piesārņojuma rezultātā fosfors ūdenī nokļūst arī polifosfātu veidā. Tomēr nereti vairāk nekā 90 % no kopējā fosfora savienojumu daudzuma var atrasties organisku savienojumu veidā vai saistīts ar suspendēto vielu. Nozīmīgākie fosfora organiskie savienojumi, ir nukleīnskābes, olbaltumvielas, to degradācijas produkti, vitamīni, ATF, ADF, ogļhidrāti, to fosforskābes esteri, fosfolipīdi. Nozīmīgākie fosfora neorganiskie savienojumi, ir hidroksiapatīts, un dažādi fosfora savienojumi, kas sorbējušies uz mālu, karbonātu, dzelzs hidroksīdu daļiņām. Nozīmīga daļa fosfora savienojumu var ūdeņos atrasties arī koloīdu daļiņu veidā.
            Ņemot vērā to, ka fosfors ūdeņos var atrasties vairāku savienojumu formā, kuru bioloģiskā pieejamība ir atšķirīga, ir svarīgi noteikt ne tikai kopējo fosfora saturu, bet arī fosfora atrašanās formas. Mūsdienās tipiski analizē šādas fosfora formas: izšķīdušais reaktīvais fosfors, ar organisko vielu saistītais fosfors, ar suspendētajām daļiņām saistītais fosfors (reaktīvais un inertais).
            Silikāti dabas ūdeņos atrodami ne tikai silīcijskābes anjona (HSiO3-, SiO3-), bet galvenokārt polimēru savienojumu un koloīdu veidā. Nozīmīgākais silikātu avots ūdeņos ir silikātu minerālu dēdēšanas process. Tā kā silikātu dēdēšanas intensitāte ir stipri atkarīga no vides temperatūras, tad silta klimata joslās esošās ūdenstilpēs silīcija saturs parasti ir ievērojami augstāks nekā mērena klimata zonā. Silīcijs ir biogēns elements un to intensīvi asimilē ūdeņos esošie dzīvie organismi, galvenokārt, kramaļģes. Ja silīcija saturs kļūst zemāks par 0.5 mg/l, daudzas diatomeju sugas nespēj normāli attīstīties, respektīvi, silīcijs ūdeņos kļūst par aļģu attīstību limitējošo elementu. Ezeros silīcija saturs tipiski ir ap 5-10 mg/l, jūru un okeānu ūdeņos ap 0.5-3.0 mg/l, bet īpaši mīkstos ūdeņos var sasniegt līdz 50 mg/l SiO3-. Pazemes ūdeņos silīcija saturs var sasniegt pat 3000 mg/l. Silīcija dioksīda šķīdība pieaug, palielinoties ūdeņu temperatūrai un paaugstinoties vides pH.
            Dzelzs dabas ūdeņos var atrasties vairākās formās- jonu formā (Fe+2, Fe+3), dzelzs hidroksīdu, oksihidroksīdu veidā, kas gan var veidot ūdenī suspendētas daļiņas, gan arī var būt sorbēti uz cietu daļiņu virsmas, koloīdu daļiņu veidā, kā arī humīnskābju un fulvoskābju sāļu veidā. Dzelzs savienojumu likteni ūdens vidē ietekmē oksidēšanās reducēšanās procesi skābekļa klātbūtne.
          6.2.9. Ūdeņu dabiskās izcelsmes organiskās vielas

            Bez ūdeņu neorganiskajiem ingredientiem to sastāvā ietilpst vesela rinda organisko vielu: cukuri, skābes, karbonilsavienojumi, aminoskābes. Šie savienojumi rodas vai nu kā dzīvo organismu darbības produkti, vai arī to sadalīšanās rezultātā. To koncentrācija nepiesārņotā vidē ir daži mikrogrami līdz miligrami litrā, tomēr piesārņotos ūdeņos to koncentrācija var pieaugt vairākus simtus reižu un līdz ar to tās uzskatāmas par būtiskiem piesārņojuma indikatoriem. Ievērojami lielākos daudzumos dabas ūdeņos atrodamas humusvielas. Šīs vielas ir polimēri savienojumi, kuru sastāvā ietilpst fenolkarbonskābes, cukuri, aminoskābes, kuru iespējamo sastāvu veido lignīna, aminoskābju, cukura atlikumi.
          6.3. Pasaules okeāns


          Pasaules okeāns ir lielākā hidrosfēras sistēma, specifiska elementu migrācijas, izkliedes un koncentrēšanās vide, kurā nonāk ievērojama daļa iežu un minerālu dēdēšanas produktu, kura riftu zonās, zemūdens vulkānu un karsto avotu izplūdes vietās nemitīgi papildinās ar Zemes garozas dziļāko horizontu un augšējās mantijas materiālu, it īpaši ar tā viegli gaistošajiem komponentiem, ieskaitot pašu ūdeni.
          Pasaules okeāna ūdens ir komplicēts daudzkomponentu šķīdums, tā vidējais sāļums ir 35 g/l jeb 350/00 (promilles) - apmēram tējkarote sāls glāzē ūdens. Precīzāks sāļuma formulējums nosaka, ka sāļums ir 1 kg jūras ūdenī izšķīdušo neorganisko vielu masa pēc tam, kad viss broms un jods ir aizvietots ar ekvivalentu hlora daudzumu un visas organiskās vielas ir pilnīgi oksidētas. Svarīgs sāļuma raksturojums ir arī hlorainība (hlora saturs gramos 1 kg jūras ūdens), starp sāļumu un hlorainību pastāv sakarība S=0,03+1,8050 Cl. Ja pasaules okeāna vidējais sāļums ir 350/00 , tad hlorainība 190/00. Kopīgā izšķīdušo sāļu masa ir 4,8.1016 t, šim sāļu daudzumam vienlaicīgi izgulsnējoties, izveidotos 30 m biezs sāļu slānis. Zemes vēsturē lieli jūras baseini iztvaikojuši vairākkārt, par to liecina biezie sāļu slāņi.
          1873./76. g. angļu okeanogrāfiskā ekspedīcija ar kuģi Challenger pirmo reizi sastādīja daudzmaz precīzas okeānu kartes, noteica Pasaules okeāna platību, tā vidējo dziļumu, kā arī ievāca analīzēm lielu skaitu okeāna ūdens paraugu, lai risinātu tādu pat uzdevumu, kā agrīnajos atmosfēras pētījumos: pārbaudīt, vai Pasaules okeāna sāļu sastāvs dažādās vietās ir identisks vai atšķirīgs. Savākto paraugu analīze parādīja, ka okeāna sāļu sastāvs ir tikpat nozīmīga ģeoķīmiska konstante kā atmosfēras gāzu sastāvs. Absolūtais ūdens sāļums gan atkarībā no dziļuma, ģeogrāfiskā platuma u.c. apstākļiem mainās, bet sāļu attiecības paliek nemainīgas.
          Vertikālā okeāna griezumā izdalās 2 ūdens slāņi. Augšējais ir samērā neliels - daži simti metru ar vienmērīgu sāļuma un temperatūru sadalījumu konvekcijas un turbulences dēļ. Apakšējā slānī temperatūra ar dziļumu pazeminās, palielinās blīvums (attēls 74).

          Attēls 74. Temperatūras, sāļuma un skābekļa sadalījums Pasaules okeāna vertikālajā griezumā

              Visaugstākais vidējais sāļums ir Atlantijas okeānā (36,3‰). Polārajos rajonos augšējie slāņi ir mazāk sāļi, turpretī mērenajā un tropu joslā augstāks sāļums raksturīgs pašai augšējajai daļai (iztvaikošana), seko slānis ar zemāku sāļumu, tālāk līdz apm. 2500-3000 m seko pakāpenisks sāļuma pieaugums, bet dziļāk tas atkal nedaudz samazinās. Kontrastaināks ir iekšējo jūru sāļums - Sarkanajā jūrā un Persijas līcī tas sasniedz 41‰, Melnajā jūrā virsdaļā 18‰, dziļāk līdz 22‰, Baltijas jūrā augšdaļā 5‰, dziļāk līdz 14‰. Jāatzīmē, ka no Pasaules okeāna samērā izolētajā Baltijas jūrā sakarā ar lielo upju saldūdeņu pieteci atšķiras ne vien kopīgais sāļums, bet arī sāļu attiecības.
          Izejot no pa�reizējā upju noteces apjoma, var aprēķināt, ka visi Pasaules okeāna sāļi it kā ir sanesti mazāk nekā 100 milj. gadu laikā, daži elementi pat tikai desmitos tūkstošos gadu (Si). Tomēr bez pieneses pastāv arī patēriņš - izgulsnēšanās, izšļakstīšanās atmosfērā. Līdz ar to okeāns ir ne tikai elementu akumulētājs, bet gan stacionāra dinamiska sistēma, kurā ienese ir tikpat vai gandrīz tikpat liela kā iznese.
          Ar karbonātu sistēmu visciešākajā veidā ir saistīta CaCO3 izgulsnēšanās. No ūdens anjoniem Ca2+ vismazāk šķīstošo savienojumu veido ar CO32-: Ca2+ + CO32- ® CaCO3. CO2 satura palielināšanās sekmē CaCO3 šķīšanu, jo palielinās HCO3- koncentrācija [H2O+CO2®H2CO3+CaCO3®Ca(HCO3)2], savukārt CO2 samazināšanās sekmē H+ daudzuma samazināšanos un CO32- koncentrācijas pieaugumu, kas sekmē kalcija karbonātu izgulsnēšanos [Ca(HCO3)2®CaCO3+H2O+CO2]. CO32- koncentrācijas palielināšanos sekmē - pH paaugstināšanās, temperatūras paaugstināšanās, ūdens sāļuma palielināšanās. Parastais okeāna ūdens ir piesātināts ar CaCO3, bet zemos platuma grādos ar augstu ūdens temperatūru, intensīvu fotosintēzi, ievērojamu iztvaikošanu tas ir pat pārsātināts. Visproduktīvākā karbonātu veidošanās zona ir 0-400 m dziļumā, tajā notiek kā ķīmiska, tā, galvenokārt, bioķīmiska kalcija karbonāta izgulsnēšanās caur planktona un bentosa organismiem ar kalcīta skeletu. Dziļāk, ar CO2 bagātākos ūdeņos daļa kalcīta atkal izšķīst.
              Ogļskābās gāzes kontrole pār kalcija karbonātu izgulsnēšanos labi saskatāma ne tikai Pasaules okeānā, bet arī Latvijas saldūdens kaļķiežu ģenēzē. Visintensīvākā to veidošanās ir notikusi vissiltākajā pēcleduslaikmeta klimatiskajā posmā - atlantiskajā laikā, kad CO2 koncentrācija ūdeņos to augstākās temperatūras dēļ bija salīdzinoši zemāka. Pašlaik saldūdens kaļķiežu veidošanās pie mums notiek ļoti nelielos apjomos, bet arī to regulē CO2. Kalcīts izkrīt, piemēram, dažās aukstu kalcija hidrogēnkarbonātu pazemes ūdeņu izplūdes vietās Zemes virspusē, tiem sasilstot un līdz ar to zaudējot CO2. Īpaši labvēlīgi apstākļi ir tur, kur šie ūdeņi izplūst nelielu, lejupkrītošu strūkliņu veidā, kuras krītot vēl sadalās atsevišķos pilieniņos, tādējādi palielinoties ūdens virsmai, kas sekmē straujāku ogļskābās gāzes izdalīšanos. Šādi bija veidojusies pazīstamā Staburaga klints Daugavas krastā, šādi vēl tagad aug Mazais Staburags pie Raunas.
              Sērūdeņraža saturs Pasaules okeāna ūdeņos ir 0-22 ml/l. Atklāta tipa jūrās tas ir ģeoķīmiski maznozīmīgs komponents, lielāka loma tam ir izolētās ūdenstilpēs un dziļūdens apstākļos. Galvenās atrašanās formas ir H2S molekulas un hiposulfīda HS- joni. Avoti ir divi bioķīmiski procesi - jūras ūdens sulfātu reducēšanās un sēru saturošo organismu atlieku sadalīšanās, no tiem lielāka nozīme ir pirmajam ar īpašas baktēriju Microspira grupas līdzdalību: 2SO42- + 4C + 3H2O ® 2H2S + HS- + CO2 + 3HCO3-. Process norisinās tikai bezskābekļa apstākļos ievērojama daudzuma organisko vielu klātbūtnē - izolētās jūrās, arī pazemes ūdeņos, dažos ezeros. Sulfātreducēšanās ļoti izteikta ir Melnajā jūrā, kuras lielākā daļa, sākot no 100-200 m dziļuma, ir saindēta ar sērūdeņradi. Upju saldūdens pieplūdes dēļ šeit notiek ūdens stratificēšanās pēc blīvuma, kas apgrūtina skābekļa apmaiņu dziļākajos slāņos. Tas pats novērojams Kaspijas jūras dienvidu daļā, dažos Norvēģijas fjordos, periodiski arī par dažos Baltijas jūras rajonos. Uzskata, ka sērūdeņraža areāli varētu tikt uzskatīti par primārā bezskābekļa okeāna modeļiem.
          Silīcija (Si[OH]4 un Si[OH]3O-) vidējais saturs Pasaules okeāna ūdenī ir 3mg/l, un attiecībā pret šo elementu ūdens ir nepiesātināts. Sadalījumā novērojama zināma vertikāla zonalitāte - augšējos 300 m Si ir ļoti maz, ~1mg/l, dziļāk tā daudzums sasniedz 5 mg/l. Zemo silīcija saturu augšējos slāņos nosaka tā intensīvais bioķīmiskais patēriņš ar uzkrāšanos radiolārijās un diatomejās.
          Ar bioģenēzi cieši saistīts arī fosfora sadalījums. Pašā okeāna (jūras) ūdens virsējā slānī fosfora ir maz, jo to intensīvi patērē planktons, it īpaši vasaras mēnešos. Pēc A.Vinogradova datiem pašā virsējā daļā P ir 8-10 mg/l, 500 m dziļumā 50-60 mg/l, bet 3000 m - >80 mg/l. Šādu daudzuma palielināšanos nosaka atmirušā planktona grimšana, tādējādi ienesot dziļākajos slāņos virspusē akumulēto fosforu. Dziļumā aukstajos, ar ogļskābi un hidrogēnkarbonātiem bagātajos ūdeņos, neskatoties uz paaugstinātajām P koncentrācijām, fosfātu minerāli neveidojas, toties 100-200 m dziļumā, kur P koncentrācijas gan ir zemākas, bet ūdeņi siltāki, notiek daļēja kalcija bikarbonāta sadalīšanās un reakcija ar PO43- un F- anjoniem:
          5Ca(HCO3)2 + 3(PO43-) ® Ca5(PO4)3F + 10CO2 + 5H2O
          Īpaši intensīva fosforītu (apatīta) veidošanās notiek apvelinga vietās, kur no okeāna dzīlēm augstākos horizontos paceļas ar CO2 un fosforu bagātie ūdeņi.
              Elementu koncentrēšanās klarkus okeānā attiecībā pret cieto Zemes garozu sauc par talasofīliju. Vislielākā tā ir hloram (111), ūdeņradim (71), bromam (30). Maza talasofīlija ir dzelzij (1.10-6), Si (1,6.10-6), Ba (3. 10-5), P, Ni (5. 10-5). Okeānā uzkrājas labi šķīstošus sāļus veidojošie elementi (Na, Cl, Br), to atrašanās laiks okeānā ir simti miljonu gadu un vairāk, turpretī elementi, kas viegli veido nešķīstošus savienojumus, okeānā uzturas īsu laiku.
          Pasaules okeāns ir arī ļoti nozīmīga daudzu ķīmisko elementu sedimentācijas vide, norisinoties kā mehāniskiem, tā fizikāli ķīmiskiem un bioķīmiskiem procesiem. Uzduļķotajiem upju sanešiem, nonākot jūrā, uzreiz jāparvar divas barjeras - mehāniskā un ģeoķīmiskā. Samazinās straumes ātrums, izkrīt smagākās daļiņas, pastāv arī paisuma-bēguma cirkulācija, kas neļauj duļķi aiznest tālu okeānā. Saldūdens un sāļūdens fronte veido lielu ģeoķīmisku barjeru, kuru pārvar tikai neliela daļa upju sanešu, šeit notiek koagulācija un flokulācija.
          Pasaules okeāna ūdens ļoti būtiski iespaido ne vien nogulsnēšanās procesus, bet arī nogulu diaģenētiskās izmaiņas - to sablīvēšanos, cementēšanos, jonu apmaiņas reakcijas, elementu difūziju, minerālu un iežu atlūzu ķīmiskās izmaiņas (sadalīšanos, šķīšanu, jaunu fāžu veidošanos).
          6.4. KontinentU ŪdeŅi

          Lielākā daļa kontinentālo ūdeņu veidojas no mazmineralizētiem atmosfēras nokrišņiem. Nokrišņu ūdeņi (ieskaitot sniega kušanas ūdeņus) sakrājas reljefa pazeminājumos, un to lielāko daļu upes un īslaicīgas ūdensplūsmas ienes Pasaules okeānā, bet daļa nokrišņu ūdeņu papildina pazemes ūdeņus. Par galvenajiem kontinentālo ūdeņu mineralizācijas avotiem jāuzskata: šķīstošie magmatisko un metamorfo iežu dēdēšanas produkti, nogulumieži, kas satur šķīstošus komponentus (karbonāti, sulfāti, hlorīdi), iežos, augsnē, dēdējumgarozā izkliedētie sāļi. Kontinentālo ūdeņu sastāvu dažviet būtiski ietekmē arī vulkānu izvirdumi (H2S, HCl, NH3, BH3).
          Vairumam pasaules upju ūdens mineralizācija nepārsniedz 500 mg/l. Upju ūdeņu sastāvs ir pakļauts noteiktām sezonālām izmaiņām - visvairāk sāļu tie satur ziemā, kad upes barojas g.k. no gruntsūdeņiem, vismazāk palu un lietus laikā. Upju ūdeņos ķīmiskie elementi sastopami ne tikai īstos šķīdumos, bet arī sīkdispersas duļķes veidā, tā migrē lielākā daļa Fe, Si, Al, Mn u.c. elementu. Savukārt jūrās pa laikam ir sastopamas saldūdens plūsmas - upes sāļūdens krastos. Ir zināms, ko no šādām plūsmām senie grieķi ieguvuši dzeramo ūdeni.
            Upes ir uzskatāmas par vienu no galvenajiem faktoriem, kas veic vielu transportu no kontinentiem uz okeāniem. Vienlaikus apdzīvotās vietas bieži ir novietotas pie upēm, kam ir arī liela loma piesārņojošo vielu transportā. Visi šie procesi ietekmē upes ūdeņu ķīmisko sastāvu.
            Galvenais faktoru komplekss, kas nosaka upju ūdeņu ķīmiskā sastāva specifiku, ir:
            1)relatīvi ātra upes ūdeņu nomaiņa tās gultnē, kā rezultātā mijiedarbības laiks ar upes gultni veidojošajiem iežiem ir niecīgs;
            2)ūdens sastāva veidošanās notiek zemes garozas virsējos slāņos;
            3)ūdens režīms upēs stipri atkarīgs no klimatiskajiem un meteoroloģiskajiem apstākļiem;
            4) ūdeņu viegla mijiedarbība ar atmosfēru;
            5) liela bioloģisko faktoru ietekme uz ūdens sastāva veidošanos.
            Tātad upju ūdeņus raksturo relatīvi zema mineralizācija, ūdens sastāva sezonālās izmaiņas, augsts izšķīdušo gāzu saturs. Tā kā upes pasaulē atrodas atšķirīgās klimata joslās ar atšķirīgu to baseina ģeoloģisko uzbūvi, tad upju noteci raksturojošie lielumi un, piemēram, suspendēto vielu saturs upju ūdeņos visai ievērojami atšķiras.
            Upju ūdeņus pēc to mineralizācijas var iedalīt četrās grupās:
            1) ar mazu mineralizāciju < 200 mg/l,
            2) ar vidēju mineralizāciju 200 - 500 mg/l,
            3) ar paaugstinātu mineralizāciju 500 - 100 mg/l,
            4) ar augstu mineralizāciju > 1000 mg/l.
              Lielākai daļai pasaules upju mineralizācija ir visai zema (25. tabula), un to vidū īpaši jāatzīmē tropiskā reģiona upju niecīgā mineralizācija.
            Upēm ir liela nozīme suspendēto vielu transportā. Kopējais suspendēto vielu transporta apjoms tiek vērtēts uz 10 . 109 tonnu/gadā, vienlaikus faktiskais kontinentu erozijas apjoms ir ievērojami lielāks, jo ievērojama daļa suspendētās vielas tiek aizturēta upju baseinos. Galvenais faktors, kas nosaka suspendēto vielu noteci ar upju ūdeņiem, ir konkrētās upes baseina ģeoloģiskā uzbūve un upes morfometrijas. Cilvēka darbības rezultātā suspendēto vielu notece var gan pieaugt, gan samazināties. Suspendēto vielu noteces izmaiņas var izraisīt tādas darbības kā: a)mežu izciršana; b)zemes lietojuma rakstura izmaiņas; c)hidrobūvju izveide; d)upes krastu stabilizācija.
            Lielākai daļai upju ir mazs un vidējs hidrogēnkarbonātu, kā arī kalcija jonu saturs. Upju ūdeņiem raksturīgs šāds jonu izkārtojums to koncentrāciju izmaiņu secībā:

            HCO3- > SO4-2 > Cl-
            Ca+2 > Mg+2 > Na+ > K+

            Ļoti nozīmīgs ir jautājums par organisko vielu saturu līmeņiem Latvijas upēs. Organiskās vielas var veidoties gan eitrofikācijas, gan antropogēnā piesārņojuma rezultātā, gan ieplūstot purvu ūdeņiem. No purviem plūstošo upju ūdeņi parasti ir ar ļoti zemu mineralizāciju, augstu organisko vielu saturu un dabiski skābu vidi.
            Upēm ir trīs galvenie to barošanās avoti:
            1) virszemes ūdeņi,
            2) pazemes ūdeņi,
            3) atmosfēras nokrišņi.
            Atkarībā no dominējošā ūdeņu pieplūdes avota var būtiski mainīties ūdens sastāva atkarība no sezonas. Cits būtisks faktoru kopums ir baseina specifika.
            Upju ūdeņu mineralizācijas izmaiņas gada laikā lielā mērā ir saistītas ar noteces izmaiņām. Notecei pieaugot, mineralizācija samazinās un otrādi. Tas pats attiecas uz nozīmīgāko ūdeņu neorganisko sastāvdaļu koncentrāciju izmaiņu raksturu.
            Upju ūdeņus raksturo to sastāva zināma neviendabība, kas var izpausties pa upes teci, tās platumā un arī dažādos dziļumos. Ūdens sastāva neviendabību nosaka:
            1) virszemes noteces izmaiņas (upes pietekas);
            2) gruntsūdeņu pieplūdums;
            3) augšņu sastāvs.
            Ūdens sastāva neviendabība spilgti izpaužas upēs, kuras ir garas un šķērso ģeoloģiski atšķirīgas zonas, piemēram, Daugava, Volga. Neviendabīgums upes sastāvā tās platumā izpaužas retāk, un tā avots var būt pieteku, ar stipri atšķirīgu sastāvu, ieplūšana upē.
            Ūdeņu sastāva vertikālā neviendabība var izpausties upēs ar lēnu straumes ātrumu, ja būtiska ir gruntsūdeņu pieplūdes loma, vai arī upju grīvās, pretstraumju gadījumā. Latvijā šāda situācija vērojama pie Lielupes un Daugavas (mazākā mērā arī citām upēm) ieplūšanas jūrā. Šajā gadījumā upes gultnei tuvākajos horizontos tipiski pieaug ūdenī izšķīdušo sāļu saturs un upes ūdeni izspiež jūras ūdeni.
            Izšķīdušo gāzu saturs upju ūdeņos saistās ar dzīvo organismu attīstības procesiem.
              Upju ūdeņu mineralizācija ir atkarīga no sezonālo procesu rakstura un mainās gada laikā atkarībā no upes barošanās režīma. Pieaugot virszemes notecei, ūdeņu mineralizācija samazinās, bet, pieaugot pazemes ūdeņu pieplūdei, tā pieaug.
            Skābekļa saturs vasarā un pavasarī sasniedz maksimālās vērtības 10 - 12 mg/l, jo tas rodas intensīvas aerācijas procesu un fotosintēzes rezultātā. Ziemā, zem ledus segas, skābeklis intensīvi tiek patērēts organisko vielu sadalīšanai, ūdens organismu dzīvības procesu nodrošināšanai. No otras puses, pieplūstošie gruntsūdeņi ir nabadzīgāki ar skābekli.
            Citāda ir CO2 satura izmaiņas dinamika. Tās relatīvi daudz var būt ziemas periodā (10 - 20 mg/l), kad tā veidojas, oksidējoties organiskajām vielām, un ieplūst ar pazemes ūdeņiem, bet vasaras laikā CO2 intensīvi tiek patērēts fotosintēzē.
            Upju ūdeņu pH ir 6,5 - 8,5. Gadījumā, ja upēs ieplūst purvu ūdeņi, pH var pazemināties līdz 6,0.
            Upju noteces apjoms raksturo upju sāļu, suspendēto vielu, gāzu bilanci, kā arī antropogēnā piesārņojuma apjomu.
          Visai daudzveidīga ir ezeru ūdens mineralizācija. Humīdajā zonā ezeru ūdens ir maz mineralizēts, bet arīdajā zonā ezeri mēdz būt stipri mineralizēti (līdz 200 g/l), nereti ar ļoti savdabīgu sāļu sastāvu (sodas ezeri), tomēr parasti dominē Cl- un SO42-. Ezeru ūdeņi ir īpaši jūtīgi pret antropogēno piesārņojumu.
            Lai gan ezeru ūdeņi veido tikai ap 0.01 % no kopējiem Zemes ūdeņu resursiem, to loma cilvēku dzīvē ir liela. Ezeru ūdeņus izmanto ūdens ņemšanai, rekreācijai, zivsaimniecībai. Vienlaikus ezeri ir ļoti lielā mērā pakļauti cilvēka ietekmei. Tā kā ezeri nereti ir relatīvi nelielas ūdenstilpes, tie var visai ātri izmainīties un iet bojā- aizaugt, pārpurvoties.
            Galvenais faktors, kas nosaka ezeru ūdens sastāvu, ir to caurteces režīms. Atbilstoši tam pēc šīs pazīmes ezerus var iedalīt 3 grupās:
            1) ezeri, kuros notiek intensīvi ūdensapmaiņas procesi;
            2) beznoteces ezeri;
            3) ezeri, kuru notecei ir sezonāls raksturs.
            Galveno jonu izkārtojums ezeru ūdeņos to satura samazināšanās secībā ir šāds:
            HCO3- > SO4-2 > Cl-
            Ca+2 > Mg+2 > Na+ + K+
            Ezeru ūdeņu jonu sastāvs viennozīmīgi saistāms ar to sastāva veidošanās procesiem. Galvenie ūdeņu ķīmiskie ingredienti ir iesaistīti šo vielu bioģeoķīmiskās aprites ciklos, kuru rezultātā izmainās attiecīgo elementu atrašanās formas.
            Īpaši liela loma ezeru ūdeņu sastāva veidošanās procesos ir oglekļa apritei. Atmosfēras gaisa CO2 izšķīst ūdenī, veidojot ogļskābo gāzi un karbonātjonus. Fotosintēzes procesu rezultātā karbonātjoni un ogļskābe pārvēršas par oglekļa organiskajiem savienojumiem un iekļaujas dzīvo organismu sastāvā. Pēc hidrobiontu atmiršanas to paliekas ir pakļautas destrukcijas aerobajiem procesiem ūdeņu augšējos slāņos, kuru rezultātā izveidojas organiskās vielas, CO2, humusvielas. Lielākā daļa organisko vielu izkrīt un ūdenstilpes dūņu fāzē, anaerobos apstākļos sadalās, izdalot CH4 un CO2. Metāns, savukārt, ūdenstilpju augšējos horizontos oksidējas par CO2. Līdzīgs ir arī sēra, slāpekļa, fosfora, kā arī mikroelementu cikls ezeru ūdeņos.
            Ezeru ūdeņiem raksturīgs to sastāva neviendabīgums atkarībā no dziļuma. Atšķirības bioķīmiskajos un ķīmiskajos procesos, kā arī mehāniskie faktori (ūdens sajaukšanās) nosaka dažādu ūdens sastāvu dažādos dziļumos atkarībā no gadalaika - ezeru ūdeņu stratifikāciju. Visbūtiskāk stratifikācija raksturīga nelieliem ezeriem, bet lielos ezeros liela loma ir ūdens mehāniskās sajaukšanās procesiem. Īpaši raksturīga ir stratifikācijas procesu ietekme uz HCO3- un CO3-2 jonu saturu. Vasarā ezera ūdeņu augšējā zonā fotosintēzes gaitā tiek patērēti lieli CO2 daudzumi. CO2 satura pazemināšanās rada sārmainu reakciju un izmaina karbonātu sistēmas līdzsvaru. Ezeru piedūņu slānī notiek organisko vielu sadalīšanās procesi ar CO2 izdalīšanos.
            Nozīmīga ir biogēno elementu daudzumu stratifikācija. Ezerā ieplūdušie amonija un nitrātjoni, kā arī gaisa slāpeklis tiek aktīvi asimilēti fotosintēzes procesu gaitā. Pēc dzīvo organismu atmiršanas to atlikumi nogrimst, kur anaerobos apstākļos sadalās, veidojot galvenokārt amonija jonus. Vasaras laikā izveidojusies ezera ūdeņu stratifikācija ziemas periodā pilnīgi izzūd.
            Ziemā zem ledus seguma fotosintēzes procesi gandrīz pilnīgi izbeidzas, tiek pārtraukta skābekļa un CO2 pieplūde no atmosfēras. Tā rezultātā pieaug ūdenī noritošo reducēšanās procesu intensitāte, pieaug CO2 saturs ūdenī un rezultātā izveidojas bezskābekļa (anoksiska) vide. Tā kā ūdenī notiek olbaltumvielu mineralizācijas procesi, ezera ūdenī uzkrājas H2S, CH4, NH3, kas vēl vairāk pazemina ūdeņu redokspotenciālu. Anoksiskā vidē notiek reakcijas, kas ievērojami atšķiras no procesiem, kas tipiski skābekļa klātbūtnē. Skābekļa trūkums un kaitīgo gāzu uzkrāšanās dažkārt noved pie zivju bojāejas. Vertikālās stratifikācijas procesi pastiprinās ūdenskrātuvēs ar nelielu gruntsūdeņu pieplūdi. Šādā gadījumā novērojama arī stratifikācija pēc temperatūras režīma.
              Cits ķīmisko un bioloģisko procesu kopums, kas tipisks ezeriem, ir eitrofikācija. Eitrofs ir atvasinājums no grieķu valodas un nozīmē "labi baroti". Ar šo vārdu apzīmē apstākļus, kad ūdenstilpē, pateicoties biogēno elementu satura pieaugumam, ievērojami palielinās bioloģisko procesu intensitāte, kas vispirms novērojama kā aļģu attīstība, organiskās vielas uzkrāšanās, un kas kopumā noved pie ievērojamas ūdens kvalitātes pasliktināšanās. Tajā pašā laikā jāatzīmē, ka eitrofikācija pamatvilcienos ir dabisks process un uzskatāma par vienu no pamatstadijām ūdenstilpes attīstības procesā.
          Ledāji un sniegāji vidēji satur 3 mg/l sāļu (ultrasaldūdeņi), nedaudz sāļāki tie mēdz būt pašā pamatnē. Ledājos ir arī sava iekonservēta atmosfēra, kas dziļākajos slāņos pārsedzošā ledus spiediena dēļ ir izšķīdināta ledū. Novērojumi Antarktīdā, kur ledāju biezums sasniedz 4 km, liecina, ka ar aci saskatāmi gaisa pūslīši redzami serdēs līdz 1 km dziļumam, dziļāku urbumu svaigās serdēs to vairs nav, bet Zemes virspusē izceltajās serdēs tie atkal drīzumā atjaunojas.


          Literatūra


          Air pollution, acid rain and the environment / Ed. K.Mallanbry / (1988), London:Elsevier.
          Airborne particles (1979). Baltimore: University Park Press
          Alloway, B.J., Ayres, D. (1993). Chemical principles and environmental pollution, London: Blackie Academic
          Berner, E.K., Berner, R.A. (1996) Global environment. Water, air and geochemical cycles, New Jersey:Prentice Hall inc.
          Bunce, N. (1994) Environmental chemistry. Winnipeg :Wuerz Publ. Ltd.
          Kļaviņš, M. (1995) Ekotoksikoloģija. Rīga: LU
          Kļaviņš, M. (1996) Vides ķīmija. Rīga:LU
          Tyler Miller, G. Jr. (1986) Environmental science. An introduction., Wadsworth Publishing Comp.
          Zakrzevski S.F. (1991) Principles of environmental toxicology. Washington:ACS


          3.IESKATS KOSMOĶĪMIJĀ

          Kosmoķīmisku informāciju var iegūt no sekojošiem objektiem: Saule un zvaigznes, starpzvaigžņu viela, gāzu miglāji, kosmiskie stari, Saules sistēmas planētas, Zemes garoza, meteorīti. Iespēju pētīt debess ķermeņu ķīmisko sastāvu vispirms deva spektrālā analīze. Pirmais šādi konstatētais ārpuszemes elements bija nātrijs Saules spektrā (pagājušā gs. 60.gadi). Uzskata, ka vairāk vai mazāk pazīstami ir tikai kādi 1-10 % Visuma vielas, t.s. “gaišā matērija”.


          Attēls 15. Galaktika Piena ceļā

          3.1. SAULE

          Saules sistēma ir izveidojusies pirms ~ 4,5-5 miljardiem gadu, gravitācijas iespaidā sabiezējot kādam starpzvaigžņu gāzes un putekļu miglājam. No tā centrālās daļas ir radusies Saule, bet no ārējās - planētas, to pavadoņi un citi mazāki kosmiskie ķermeņi.


          Attēls 16. Saule ar protuberancēm

          Pati Saule ir centrālais sistēmas ķermenis, no ūdeņraža un hēlija sastāvoša nokaitētas plazmas lode. Plazma ir elektriski neitrāls atomu kodolu un elektronu maisījums. Saules attālums no Zemes ir 150 mlj.km, gaisma šādu attālumu noskrien 8 min 19 sek (līdz nākošajai tuvākajai zvaigznei Centaurai Alfa 4 gados un 3 mēnešos). Diametrs 1390 tūkst.km - 109 x lielāks nekā Zemei, masa 2.1033 g - 333434 x lielāka nekā Zemei. Saules vielas vidējais blīvums ir 1,42 g/cm3, tās centrā, domājams, vismaz 100 g/cm3 (pēc dažādiem vērtējumiem 80-200 g/cm3). Saule rotē ap savu asi, bet ne kā ciets ķermenis - uz ekvatora ātrāk (pilnais apriņķojuma laiks 25 diennaktis), pie poliem lēnāk (35 diennaktis). Saules virsmas temperatūra ir 6000 K, bet centrā tā varētu būt 20 milj.K, spiediens dzīlēs 2.109 MPa, šādos apstākļos jebkurš elements pāriet plazmas stāvoklī. Katru sekundi, sadegot 4.1038 ūdeņraža kodoliem (pavisam to ir ~1057), Saule zaudē 4,5 milj.tonnu savas masas. Zeme saņem apmēram 2 desmitmiljardās daļas Saules izstarotās enerģijas plūsmas. Saules producēto enerģijas daudzumu nespēj nodrošināt nekādi degšanas vai vielas sablīvēšanās procesi, to var radīt tikai kodolprocesi. No fizikas viedokļa Saule ir kolosāls atomreaktors, kurš attālināts no Zemes drošā attālumā, galvenā degviela ir ūdeņradis, bet "izdedži" hēlijs. Saules masa ne vien samazinās, bet zināmā arī pieaug uz komētu rēķina, komētu asimilācija ir fiksēta fotogrāfiski. Novērojumu skaits pagaidām gan ir pārāk niecīgs, lai varētu kaut vai aptuveni izvērtēt šo norišu apjomus un nozīmību.

          Attēls 17. Saules uzbūve

          Augstā temperatūra un vielas atrašanās plazmas stāvoklī rada labvēlīgus apstākļus Saules sastāva spektrāliem pētījumiem. Saules spektrā ir konstatētas vairāk nekā 20 000 līnijas, kuras atbilst apmēram 70 ķīmiskajiem elementiem. Dominē ūdeņradis - 71 % pēc masas, 90 % pēc atomu skaita un hēlijs - 27 % pēc masas, 9 % pēc atomu skaita, pārējie elementi kopā sastāda pēc masas apmēram 2,3 %, pēc atomu skaita tikai 0,24 %, starp tiem izplatītākie ir periodiskās sistēmas sākuma elementi - līdz dzelzs grupai: O, Ne, N, C, Si, Mg, Fe, S, Ar, Al, Ca, Na, Ni. Līdzīgi kā uz Zemes ir izteikts vieglo elementu Li, Be, B deficīts. Augstās temperatūras dēļ Saules materiāls, domājams, ir labi samaisīts, un nav būtisku ķīmiskā sastāva atšķirību starp tās centrālo daļu un perifēriju, lai gan šajā jautājumā nav vienprātības, daži zinātnieki pieļauj, ka kodolā varētu būt lielākas smago elementu koncentrācijas.


          Attēls 18. Protuberances uz Saules virsmas

          Saules uzbūvē izdalāmas vairākas čaulas (heliosfēras). Gandrīz visu enerģiju izstaro fotosfēra, kas ir plazmas lodes virsma, kā arī redzamā Saules virsma. Enerģija no Saules dzīlēm, kur norisinās tās producēšana protonu-protonu reakcijās, uz augšējiem slāņiem tiek pārnesta galvenokārt kā elektromagnētisks (rentgena, gamma, ultravioletais) starojums, kas tur apmēram 1/4 Saules radiusa biezumā lielā mērā tiek absorbēts, pārvēršoties siltumā enerģijā, kura savukārt līdz virsmai nonāk plazmas konvekcijas ceļā, konvektīvajā slānī Saules viela it kā vārās, sakarsētās gāzes izplešas un paceļas. Fotosfēras virsma izskatās granulēta - it kā gaiši graudiņi ar tumšām apmalēm, granulu patiesie izmēri ir visai iespaidīgi - 200-1300 km, to skaits Saules diskā sasniedz miljonu. Atsevišķo granulu mūžs ir ~10 min, tad to kontūras izplūst un veidojas atkal jaunas. Granulas ir konvekcijas redzamās izpausmes - gaišākās daļas karstākas, bet tumšākās vēsākas. Fotosfēras temperatūra ir samērā zema (~6000 K), šādās temperatūrās atomu kodoli var satvert elektronus un pārvērsties neitrālos atomos, var notikt arī dažu ķīmisku savienojumu (CO2, CH, CN) veidošanās.


          Attēls 19. Saule ar protuberancēm

          Saules atmosfērā, kura ir mazāk spilgta par fotosfēru, nosacīti izdala vairākas daļas, no kurām galvenā ir hromosfēra, kas novērojama kā sārta josla ap aptumsuma disku. Tā sniedzas apmēram 15000 km augstumā. No hromosfēras un daļēji arī fotosfēras līdz milj. km augstumā tiek izmesti gāzes fontāni, t.s. protuberaces, kuru spektrā konstatētas H, He un Ca līnijas. Hromosfērā Saules starojuma, konvekcijas, magnētisko un elektrisko lauku mijiedarbības rezultātā notiek kaut kas neparasts - Saules gāzes temperatūra, kas pirms tam no centra līdz fotosfērai, attālinoties no enerģijas avota, pazeminājās, atkal pieaug, sākumā lēni, vēlāk lēcienveidīgi. Minimālā temperatūra (~4200 K) ir apmēram 500 m virs fotosfēras virsmas. Ārējo Saules atmosfēras slāni sauc par vainagu, tas stiepjas vairāku desmitu Saules diametru attālumā un izkliedējas starpplanētu telpā. Vainags sastāv no jonizētas plazmas, joniem, elektroniem, kuri milzu tempā ar augstu kinētisko temperatūru (1,5-2 milj. grādu) joņo projām no Saules, tā spektrā ir dažas mīklainas līnijas, kuras savulaik pierakstīja uz Zemes nepazīstamam elementam koronijam, vēlāk gan tās identificēja kā piederošas degradētiem Fe, Ni un Ca atomiem. Saules atmosfēras augšējo slāņu sakaršanas iemesls ir konvekcijas zonas vielas viļņveida kustības, šie viļņi iziet cauri fotosfērai un pārnes uz hromosfēru un vainagu daļu konvekcijas zonas gāzu mehāniskās enerģijas.


          Attēls 20. Protuberances un Saules vēja veidošanās

          Saule nemitīgi uz visām pusēm izstaro daļiņu plūsmu (protonus, elektronus, He kodolus u.c.), kuru tēlaini sauc par Saules vēju, tas skar praktiski visas Saules sistēmas planētas, arī Zemi. Pēdējo gan aizsarga magnētiskais lauks, un Saules vējš Zemi galvenokārt apliec. Mierīgās Saules laikā pēc stacijas Mariner 2 (tā lidoja uz Veneru) datiem starpplanētu telpā Zemes orbītas tuvumā Saules vēja intensitāte bija ~ 5 protoni/cm3, ātrums 500 km/sek, bet Saules aktivitātes periodos tā ātrums pieaug līdz 1500 km/sek, bet intensitāte līdz 100 protoniem/cm3. Viena no Saules vēja redzamajām izpausmēm ir komētu astes.
          Saule ir pastāvīga zvaigzne, tās starojuma summārā intensitāte variē apm. 2 % robežās. Ja šīs variācijas būtu lielākas, tad "+" gadījumā Zeme drīz pārvērstos nedzīvā tuksnesī, bet "-" gadījumā pārklātos ar biezu ledus kārtu. Zeme ikgadus saņem 751.1015 kilovatstundu Saules enerģijas, gaismas un infrasarkanais starojums ir visai pastāvīgi, mainīgāki ir īsviļņu (ultravioletais, rentgena, gamma), kā arī radiostarojumi. Viena no Saules aktivitātes izpausmēm ir tās uzliesmojumi, kad dažu minūšu laikā notiek kolosālas jaudas sprādzieni un palielinās rentgenstarojuma intensitāte, radioviļnu plūsma un korpuskulārais starojums, t.s. Saules kosmiskie stari - dažādu elementu joni, protoni, elektroni, hēlija kodoli, kuru ātrums ir tuvs gaismas ātrumam.
          Visus interesē jautājums par to, cik ilgam laikam pietiks Saules enerģijas. Lai gan pašā centrā apmēram puse ūdeņraža jau pārvērtusies par hēliju, Saule vēl ir jauna, ar ūdeņraža enerģiju pilna zvaigzne, tās ūdeņraža izdegšanas laiku vērtē ar 10-30 miljardiem gadu, pēc tam vēl 100 miljonus gadu ilgtu Saules atdzišana. Bez tam vēl ir gravitācijas enerģijas rezerve, kura pēc lieluma pielīdzināma siltuma enerģijai.

          Attēls 21. Komēta,kuras aste noliekusies Saules vēja ietekmē

          Pēc cita modeļa pēc 5 miljardiem gadu sakarā ar ūdeņraža lielas daļas sadegšanu Saules kodols sarausies, un tā blīvums palielināsies līdz 106 g/cm3 (pa�laik ~102), bet Saules diametrs samazināsies ~ 100 x. Pārējā Saules viela veidos atdziestošu atmosfēru ar izplešanās tendenci. Dažus desmittūkstošus gadu pēc tam Saules atmosfēra šķērsos Zemes orbītu, izplatīsies tālāk un izkliedēsies Visumā, no Saules pāri paliks tikai blīvais kodols, tā pārvērtīsies par balto punduri. Uz Zemes šo izmaiņu dēļ temperatūra vispirms pieaugs līdz 1000 oC, pēc tam pazemināsies līdz absolūtajai nullei.

          3.2. PĀRĒJĀS ZVAIGZNES

          Vairums zvaigžņu līdzīgi Saulei ir kolosāli ūdeņraža un hēlija sakopojumi, kuru attiecības ir atkarīgas no zvaigžņu vecuma. Galvenā zvaigžņu degviela ir ūdeņradis, vairumam zināmo zvaigžņu centrālās daļas temperatūra ir līdzīga Saulei - 10-20 milj. grādu, bet gigantisko zvaigžņu dzīlēs tā sasniedz simtiem miljonu grādu. Dažu tipu zvaigznēm ir novērota zināma atomārā sastāva specifika - ir hēlija zvaigznes, kam He/H attiecība ir 300, ir oglekļa zvaigznes, kuru spektros konstatētas C2 un CH molekulas. Kosmiskā skatījumā savdabīga ir arī Saule, kura starp pārējām pazīstamākajām zvaigznēm izceļas ar lielāku skābekļa saturu.
          Īpašs zvaigžņu tips ir novas un supernovas (pārnovas), kurām raksturīgs krass (miljoni reižu), bet īslaicīgs (mēneši-desmiti gadu) spožuma pieaugums un tikpat krasa tā samazināšanās. Pamatelementu sastāvs būtībā nemainās, bet spektrā parādās jaunas smago un supersmago kodolu līnijas, pieaug arī hēlija līniju intensitāte, kas liecina par aktīvām kodolu sintēzes reakcijām. Pēc sprādzieniem novas un supernovas nomet savus apvalkus un izsviež kosmiskajā telpā milzīgus daudzumus dažādu ķīmisko elementu, ieskaitot dažādas lādētas elementārdaļiņas, kuras zvaigžņu magnētiskajos laukos iegūst kolosālus paātrinājumus un rada primāros kosmiskos starus. Pašas novas un supernovas pārvēršas par liela blīvuma neitronu zvaigznēm, jo to gravitācijas lauks ir tik stiprs, ka elektroni tiek iespiesti kodolos un izveidojas neitroni.
          Spēcīgākais no Zemes novērotais supernovas sprādziens ir noticis 1054. gadā Vērša zvaigznājā, to aprakstījuši senie arābu, ķīniešu un japāņu astronomi. Spīdums bijis manāms pat dienas laikā, pēc uzliesmojuma tas krasi samazinājies apmēram 2 mēnešu laikā, kas sakrīt ar 254Cf pussabruk�anas periodu. 254Cf ir viens no elementiem, kas veidojas ūdeņraža bumbu sprādzienos. Pašlaik šīs supernovas vietā atrodas Krabja miglājs, no kura, iespējams, nākotnē radīsies jauna zvaigzne (zvaigznes ?).

          3.3. KODOLPROCESI ZVAIGZNĒS UN UZ SAULES

          Zvaigznes nemitīgi izstaro kolosālus daudzumus enerģijas. Piemēram, tāda neliela zvaigzne kā Saule, ikdienas izstaro 91.1021 kcal enerģijas, tā ir proporcionāla siltuma daudzumam, kāds izdalās, sadegot 13000000 miljardiem tonnu (13.1014 t) akmeņogļu. Tas ir apmēram tūkstoš reižu vairāk nekā Pasaules kopīgie akmeņogļu resursi, kurus vērtē robežās no 11000 līdz 16000 miljardiem tonnu.

          Attēls 22. Saule ar protuberancēm

          Vēl līdz 20.gs. sākumam par zvaigžņu, t.sk. Saules, enerģijas avotu uzskatīja to saraušanos ar potenciālās enerģijas pāreju siltuma enerģijā. Tomēr aprēķini liecina, ka pat supersaraušanās gadījumā šāds enerģijas avots tiktu izsmelts salīdzinoši neilgā laikā, Saulei apmēram 100 miljonos gadu. 1938. gadā vācu izcelsmes amerikāņu kodolfiziķis Hanss Bēte izvirzīja domu, ka galvenais zvaigžņu enerģijas avots ir kodolu sintēzes reakcijas, kas norisinās zvaigžņu dzīlēs, kur valda milzīgi spiedieni (1015-1016 Pa) un temperatūras (desmitiem un pat simtiem miljonu grādu).
          Galvenais enerģijas avots ir hēlija kodolu sintēze no 4 protoniem (H kodoliem), kas var norisināties 2 variantos.
          1. Protonu-protonu cikls, raksturīgs Saulei un citām neliela spožuma zvaigznēm. Tas sākas ar smagā ūdeņraža kodola 21D (deitrona) sintēzi no 2 protoniem:
          11H + 11H ® 21D (deitrons) + e+ (pozitrons) + n (neitrīno) - viens no protoniem konvertējas par neitronu un pozitronu
          e+ + e- ® 0 - pozitrons kopā ar kādu no plazmas elektroniem anhilējas (pašiznīcinās)
          - deitrons satver vēl vienu protonu:
          21D + 11H ® 32He + g (fotons)
          - seko reakcija:
          32He + 32He ® 42He + 11H + 11H
          Rezultātā ir patērēti 6 protoni un 2 elektroni (anhilācijai), iegūti 42He kodols, 2 neitrīno, 2 protoni, pilns masas defekts ir 0,0287 atommasas vienību, atbilstošā enerģija 26,8 MeV vai 4,28.10-12 J.
          Var noritēt arī:
          32He + 42He ® 74Be + g
          74Be ® 73Li + e+ (protons konvertējas par neitronu un pozitronu)
          73Li + 11H1 ® 42He
          Tas lielā mērā izskaidro vieglo Li, Be, B deficītu kā uz Saules, tā arī Zemes garozā.
          Protonu-protonu cikla reakciju norises laiks ir visai ilgstošs, jo protonu saplūšanai pretdarbojas elektriskie atgrūšanās spēki, zvaigznēs uz katriem 5 miljoniem protonu caurmērā gadā veidojas viens hēlija kodols. Tomēr kopīgais protonu skaits ir tik milzīgs, ka pilnībā nodrošina Saules un citu zvaigžņu producēto enerģiju. Tātad galvenā zvaigžņu kodoltermisko reakciju degviela ir ūdeņradis. Uz Saules protonu-protonu ciklā katru sekundi 564 miljoni tonnu ūdeņraža pārvēršas 560 miljonos tonnu hēlija un izdalās 4 miljoniem tonnu ekvivalents enerģijas daudzums (28 MeV uz 1 He kodolu).
          2. Pašās karstākajās un spožākajās zvaigznēs norisinās slāpekļa-oglekļa cikls:
          126C + 11H ® 137N + g 137N ® 136C + e+ (sadalās protons)
          136C + 11H ®147N + g
          147N + 11H ® 158 O + g 158 O ® 157 N + e+ (sadalās protons)
          157 N + 11H ® 126 C + 42He
          Šā cikla reakciju rezultātā no 4 protoniem veidojas hēlija kodols, izdaloties līdzīgam 28 MeV enerģijas daudzumam, tātad enerģētiskā ziņā oglekļa-slāpekļa cikls ir ekvivalents protonu-protonu ciklam. Reakcijā iesaistītais ogleklis būtībā nepatērējas, bet darbojas kā savdabīgs katalizators. Arī šā cikla norise līdzīgi protonu-protonu ciklam ir ļoti ilgstoša.
          3. Reakcijas ar He kodoliem. Ar laiku, zvaigžņu ūdeņradim izdegot, tās saraujas, gravitācijas enerģijas rezultātā ievērojami paaugstinās temperatūra (miljardi grādu) un pieaug He kodolu paātrinājums, ierosinot jaunu reakciju virkni, kura lielā mērā nosaka pāra skaitļu un it īpaši 4n elementu izplatību:
          42He + 42He ® 84 Be + g
          84 Be + 42He ® 126C + g
          126C + 42He ® 168O + g
          168O + 42He ® 2010 Ne + g
          2010 Ne + 42He ® 2412 Mg + g
          Paralēli norisinās reakcijas ar atlikušajiem ūdeņraža kodoliem:
          2010 Ne + 11H® 2111Na + g
          2111Na + 11H ® 2212Mg + g 2212Mg ® 2211Na + e+ (sadalās protons)
          2211Na + 11H ® 2312Mg + g
          2312Mg + 11H ® 2413A l + g 2413Al ® 2412Mg + e+ (sadalās protons)
          Šāds process turpinās līdz 4020Ca vai pat 4822Ti.
          Miljardu grādu temperatūrās iespējamas arī reakcijas:
          126C + 126C ® 2311Na+ 11H
          126C + 126C ® 2010Ne + 42He
          168O + 168O ® 3216S + g
          Šādas reakcijas var iet līdz Fe kodolu sintēzei.
          Attēls 23. Saules plankumi

          Norisinās arī neitronu satver�anas reakcijas, par neitronu avotu kalpojot nestabilo izotopu (136C, 2110Ne) sabrukšanai. Brīvie neitroni var iekļūt cita elementa kodolā, kur neitrons var pārvērsties par protonu, rodoties jaunam elementam. Neitronu satveršanas reakcijās producējas smago elementu kodoli. Enerģētiski izdevīga ir kodolu sintēze līdz 56Fe, veidojoties smagākiem kodoliem, masas defekts kļūst negatīvs, tie var rasties tikai superkritiskos apstākļos - supernovu sprādzienos.
          Pāreju no viena kodolreakciju tipa uz citu vienmēr pavada zvaigznes saraušanās un krasa temperatūras paaugstināšanās, nereti šie procesi noris tik strauji, ka izraisa zvaigznes uzsprāgšanu, sprādziena brīdī var notikt pat vissmagāko elementu sintēze.
          Saules dzīļu temperatūra ir pietiekoša tikai protonu-protonu cikla norisei, tomēr Saule satur ievērojamus daudzumus smago elementu, kādi tajā nevar veidoties. To klātbūtne ir izskaidrojama ar to, ka Saule ir otrās paaudzes zvaigzne. Pēc valdošajiem priekšstatiem zvaigžņu evolūcija notiek 2 etapos. Vispirms no H-He pirmvielas veidojas pirmās paaudzes zvaigznes, parasti visai lielas, tāpēc protonu-protonu reakcijas norisinās strauji, ūdeņraža krājumi centrā izsīkst, zvaigzne sarūk, temperatūra un spiediens dzīlēs pieaug, sāk degt hēlijs, iestājas zvaigznes mūža kritiskākais periods. Ja tās masa ir bijusi ļoti liela, tad He degšana var notikt ļoti strauji, viela sakarst līdz simtiem miljoniem grādu, notiek arī enerģētiski neizdevīgās smago kodolu sintēzes reakcijas, zūd līdzsvars starp enerģijas producēšanu un tās apmaiņu, līdz zvaigzne uzsprāgst, un tās viela, kura bez H un He satur arī zināmu daudzumu smago elementu, tiek izmesta kosmiskajā telpā. Gravitācijas iespaidā tā atkal var savākties jaunās, nu jau otrās paaudzes zvaigznēs, kāda ir Saule. Tās pirmzvaigze varētu būt uzsprāgusi apmēram pirms 5 miljardiem gadu.

          3.4. STARPZVAIGŽŅU VIELA UN KOSMISKIE STARI


          Attēls 24. Spirālveida galaktika

          Starpzvaigžņu telpā izkliedētās vielas blīvumu vērtē ar skaitļiem 10-24 - 10-28 g/cm3, to veido novu un supernovu sprādzienos izmestais materiāls gāzu un putekļu miglāju veidā. Starpzvaigžņu vielas galvenie komponenti ir ūdeņradis, hēlijs un skābeklis attiecībā 1000 H : 10-100 He : 0,1 O. Mazākos daudzumos sastopami Na, K, Ca, C, N un citi elementi.

          Attēls 25. Miglājs MP 51

          Starpzvaigžņu viela ir pastāvīgā apritē, no tās veidojas jaunas zvaigznes, kuras gan savas aktīvās dzīves laikā, gan it īpaši norieta laikā izstaro un izmet starpzvaigžņu telpā savu vielu.
          Kosmiskie stari ir ļoti augstas enerģijas atomu kodolu plūsma, kuras galvenais avots ir zvaigžņu vējš un to sprādzieni, dominē kosmiskās telpas magnētiskajos laukos paātrināti protoni, pēc caursites spējas pārspēj visus pārējos enerģijas veidus. Raksturīgi, ka kosmiskajos staros ir salīdzinoši daudz Li, Be, B kodolu, to daudzums ir salīdzināms ar C, N, O daudzumu, acīmredzot kosmiskajos staros nenoris kodolreakcijas ar šo elementu patēriņu. Ārpus Zemes atmosfēras kosmisko staru plūsmas intensitāte ir ~ 2 daļiņas uz 1 cm2 sekundē, bet vidējā daļiņas enerģija 3 miljardi elektronvoltu. Kodolreakciju rezultātā kosmisko staru sastāvs nemitīgi mainās, tikai šeit vairs nenotiek jaunu elementu sintēze, bet norisinās intensīva smagāko kodolu šķelšanās. Nelielu daudzumu kosmisko staru izstaro arī Saule, Zemi sasniedzošajā starojumā Saules devums ir aptuveni 5 % pēc daļiņu skaita un 2 - 3 % no summārās enerģijas. Zemes saņemto galaktiskā kosmiskā starojuma daudzumu regulē Saules vējš: kad Saule ir mierīga, Zeme tos saņem vairāk, kad aktīva, tad Saules vējš ap Saules sistēmu veido magnētisku aizsargapvalku. Primārie kosmiskie stari līdz Zemes virsmai nenonāk, atmosfērā sadursmēs ar tās vielu tie rada sekundāros kosmiskos starus - protonus, neitronus, elektronus, mezonus u.c. Iespējams, ka kosmiskajiem stariem ir bijusi noteicoša loma dzīvības pirmsākumos; būdami dažādu mutāciju izraisītāji, tie varēja kalpot kā nozīmīgs dzīvības evolūcijas faktors.

          3.5. METEORĪTI - KOSMISKĀS MATĒRIJAS PARAUGI

          Meteorīti ir akmens (silikātu) vai dzelzs masas, kas laiku pa laikam no kosmiskās telpas nokrīt uz Zemes, to izmēri ir dažādi - no milimetriem līdz vairākiem metriem, masa no dažiem gramiem līdz desmitiem tonnu. Par kopīgo ikkadējo uz Zemes nonākošo meteorītu vielas daudzumu nav vienprātības: no 10-20 t līdz 10000 t vai pat vēl vairāk (13000000 t), ieskaitot Pasaules okeāna dziļūdens mālos konstatētās, līdz 0,1 mm lielās kosmiskās silikātu (olivīns+piroksens)-magnetīta lodītes, starp kurām izteikti dominē silikāti (~95%).



          Attēls 26. Kohouteka komēta

          Raksturīgas meteorītu iezīmes ir stūraina forma ar nogludinātiem izciļņiem, apkususi, bedraina garoziņa. Pirmajā tuvinājumā visus meteorītus var iedalīt 2 pamatgrupās - akmens un dzelzs. Visbiežāk krīt pirmie, parasti meteorītu lietus veidā, sabrūkot kādam lielākam meteorītam lidojumā caur Zemes atmosfēru. Kolekcijās gan vairāk ir dzelzs meteorītu, jo tie ir vairāk atšķiras no parastajiem Zemes virsmas iežiem. Vērtīga informācija par dažāda tipa meteorītu patiesajām attiecībām pēdējās desmitgadēs tiek iegūta Antarktīdā, kur atrodami ne vien tikko krituši meteorīti, bet ledāju plūsmas iznes virspusē arī senāk kritušus, labi saglabājušos meteorītus. Antarktīdā savākta apmēram puse no zinātnieku rīcībā pašlaik esošajiem meteorītiem. Akmens meteorīti sastāda ~ 90%, tīri dzelzs (niķeļdzelzs) meteorīti ~ 6%, retāk sastopami jaukti akmens-dzelzs meteorīti.
          Jau pirmie meteorītu pētījumi parādīja, ka tajos sastopami tie paši ķīmiskie elementi, kādi zināmi uz Zemes. Meteorītu sastāvā izdalāmas trīs patstāvīgas fāzes: dzelzs-niķeļa vai metāliskā, sulfīdu vai troilīta, akmens vai silikātu (attēls 27). Būtībā visi meteorīti ir šo fāžu sakopojumi dažādās proporcijās.

          Attēls 27. Galveno meteorītu fāžu ķīmiskais sastāvs, masas %

          Dzelzs meteorīti sastāv g.k. no Fe-Ni sakausējuma ar retiem, izkliedētiem citu minerālu iekļāvumiem: šreiberzīts (Fe,Ni,Co)3P, troilīts FeS, kogenīts FeC, grafīts, oldgamīts CaS. Dzelzs-akmens meteorīti sastāv no apmēram vienāda niķeļdzelzs un silikātu, g.k. olivīna un piroksēnu, daudzuma. Fe-Ni fāze veido sūkļveida masu, kurā šūniņas aizpilda silikāts. Nedaudz sastopams arī troilīts.
          Akmens meteorītus pēc tekstūru īpatnībām iedala hondrītos un ahondrītos. Hondrīti (ap 90 % no akmens meteorītiem) vidēji sastāv no 46 % olivīna, 21 % hiperstena, 12 % dzelzs, 11 % plagioklaza, 4 % diopsīda.


          Attēls 28. Hondrīta tipa meteorīts


          Ahondrītos vidēji ir 50 % hiperstena, 25 % plagioklaza, 12 % diopsīda, 9 % olivīna un 1 % niķeļdzelzs.

          Attēls 29. Ahondrīta tipa meteorīts

          Izplatītākie meteorītu ķīmiskie elementi ir O, Fe, Si, Mg (>10 %), Ni, S, Ca, Al (1-10 %); dzelzs meteorītos dominē Fe, Ni, Co, akmens meteorītu sastāvs ir diezgan daudzveidīgs, bet dominē O, Fe, Si, Mg, S, Ca, Ni, Al. Viens no vadošajiem visu tipu meteorītu elementiem ir dzelzs, kura sastopama kā metāliskā, tā sulfīdu un silikātu fāzēs (skat. Attēlu 29).
          Meteorītu mineraloģiskajam sastāvam raksturīgas daudzas specifiskas iezīmes, kopā tajos atrasti vairāk par 100 minerāliem, bet dominē tikai daži: kamasīts un tenīts (Fe,Ni), olivīns, pirokseni, plagioklazi, troilīts, šreiberzīts [(Fe,Ni)3P], grafīts. Meteorītos atrasti vairāk nekā 20 Zemes apstākļos nezināmi minerāli, pat veselas nezināmu minerālu klases - nitrīdi (TiN), fosfīdi (Fe,Ni,Co)3P. Šādi minerāli var veidoties tikai izteikti reducējošas vides apstākļos. Akmens meteorītu minerālais sastāvs ir tuvs Zemes ultrabāzisko iežu sastāvam.



          Attēls 30. Dzelzs meteorīts

          Kosmoķīmijā vislielāko interesi izraisa pats primitīvākais, vismazāk diferencētais, bet izplatītākais (85 %) meteorītu tips - akmens hondrīti, kuri sastāv galvenokārt no olivīna, rombiskā piroksena (hiperstena), kamasīta, troilīta un plagioklaza (oligoklaza). Hondrītu meteorītu struktūrai raksturīga sīkgraudaina pamatmasa ar t.s. hondrām (grieķu val. grauds, putraims) - milimetra desmitdaļas vai dažus milimetrus lieliem, sfēriskiem graudiem, kas sastāv no olivīna un rombiskā piroksena kristāliem, kuri izvietoti radiāli no kāda punkta, kas ir nobīdīts no hondras centra (attēls 31). Zemes objektos šāda veida kristalizācija nav novērota.



          Attēls 31. Akmens meteorīta slīpējums

          Meteorītu speciālisti uzskata, ka hondrīti ir kristalizējušies no vielas, kas sākotnēji saturējusi lielus daudzumus gaistošu komponentu un bijusi uzkarsēta līdz 1000o. Pēc tam šī viela samērā strauji atdzisusi, zaudējot gaistošos komponentus, kuru zudums savukārt izraisīja strauju kristalizāciju ar hondru veidošanos. Zināmā mērā hondrās ir iekonservētas primārā miglāja dzelzs formu attiecības un līdz ar to informācija par tā oksidēšanās-reducēšanās apstākļiem.
          Samērā mazizplatīti, bet zinātnē augsti vērtēti ir ogļainie hondrīti, kuru raksturīgākās īpatnības ir hidratizētu minerālu (šamozīts, serpentīna grupas minerāli, pat ģipsis un epsomīts) un komplicētu organisko savienojumu (pat tik sarežģītu, kā aromātiskie ogļūdeņraži, karbonskābes, aminoskābes) klātbūtne, dominējot alkāniem no C15-C30 un oglekļa daudzumam sasniedzot 3,5 %. Speciālisti neapšauba šo savienojumu abiogēnu izcelsmi. H2O saturs ogļainajos hondrītos sasniedz 20 %. Ogļainie hondrīti tiek uzskatīti par vistuvākiem Saules sistēmas primārajam materiālam. Neskaitot gaistošās gāzes, to ķīmiskais sastāvs (elementu attiecības) ir analoģisks Saules sastāvam: pēc izkarsēšanas, izdalot ūdeni un citus gaistošos savienojumus, atlikums sastāv no 34 % FeO, 33 % SiO2 un 23 % MgO. Uzskata, ka atšķirībā no parastajiem hondrītiem ogļainie hondrīti nav izgājuši karsto fāzi un tāpēc saglabājuši vairāk gaistošo vielu.
          Apmēram 6 % no kopīgā meteorītu daudzuma sastāda dzelzs meteorīti, tie ir arī vispazīstamākie, ir vairāki šo meteorītu apakštipi, kuri atšķiras pēc kristāliskās struktūras un dzelzs-niķeļa daudzuma attiecībām. Dominē 2 galvenie minerāli: kamasīts (Ni:Fe = 0,06) un tēnīts (Ni:Fe = 0,14-1).
          Īpatnēji kosmogēni veidojumi ir tektīti (gr. izkusis). Tie sastāv no obsidiānam līdzīga stiklveida materiāla, parasti ir dažus desmitus gramu smagi, lai gan daži sasniedz pat 10 kg. Sākotnēji tektītus uzskatīja par stiklainiem meteorītu paveidiem, bet pašlaik pašus tektītus vairs par "debesu sūtņiem" neuzskata, lai gan to izcelsme tomēr ar meteorītiem ir saistīta - tie ir radušies, izkūstot Zemes iežiem meteorītu triecienā izdalītā siltuma iespaidā. Pētīto tektītu vecums ir bijis samērā neliels - 0,7-34 miljoni gadu.
          Visi līdz šim izpētītie meteorīti pieder Saules sistēmai un ir lielāku kosmisko ķermeņu - asteroīdu - gabali. Asteroīdi riņķo galvenokārt joslā starp Marsa un Jupītera orbītām, pēc absolūtās ģeohronoloģijas datiem (Pb, Rb/Sr, K/Ar metodes) vairumam vecums ir 4,5-4,6 miljardi gadu, kas sakrīt ar Zemes vecumu. Tādējādi meteorīti uzskatāmi par pašiem senākajiem, pētījumiem pieejamajiem Saules sistēmas iežiem, kuri atspoguļo tās veidošanās apstākļus. Meteorītu pētījumi palīdz atšifrēt Saules sistēmas agrīnos vēstures posmus, kā arī izprast Zemes un planētu izcelšanās mehānismu. Meteorītu daudzveidību saista ar to veidošanos no dažādu asteroīdu drumslām. Kā zināms, lielākiem debess ķermeņiem (simti kilometru) ir tendence gravitācijas spēku iespaidā noapaļoties un ķīmiski diferencēties ar smagākajiem elementiem centrālajā daļā. Tāpēc, sašķeļoties lielākiem asteroīdiem, to drumslu sastāvs var būt dažāds; no centrālās daļas veidojas dzelzs, bet no perifērijas - akmens meteorīti. Ogļainie hondrīti, domājams, ir cēlušies no maziem asteroīdiem, kuros nav notikusi gravitācijas izraisītā ķīmiskā diferenciācija. Izteiktas arī domas par iespējamu meteorītu izcelsmi no kādas tagad izzudušas planētas, kura atradusies starp Marsu un Jupiteru, tās radiuss bijis 3000 km, tai skaitā ~1000 km dzelzs kodols, masa 0,07 Zemes masas, vidējais blīvums 3,77 g/cm3.


          Attēls 33. Meteorīta iespējama kritiena uz Zemes norise

          Samērā daudz ir arī jaunāku, apmēram 1 miljardu gadu vecu meteorītu. Tad varēja notikt kāda lielāka asteroīda vai vairāku asteroīdu sabrukšana, zaudējot gāzveida komponentus, tostarp arī tādus, kurus izmanto absolūtā vecuma noteikšanai (He, Ar). 


          3.6. PLANĒTU UZBŪVE UN ĶĪMISKAIS SASTĀVS

          Kad Saule bija izaugusi pietiekoši liela un "aizdegās", tad intensīvā starojuma iedarbībā vieglās gāzes no tās tuvākās apkārtnes tika "aizdzītas" uz miglāja perifēriju, kur no tām veidojās planētas-giganti, kamēr Saulei tuvākās Zemes tipa planētas veidojās galvenokārt no cietām putekļu daļiņām.
          Par planētu ķīmisko sastāvu tiešu liecību ir maz, jo uz to virsmas nav apstākļu atomu spektru ierosināšanai - planētas ir auksti ķermeņi. Par to sastāvu var spriest galvenokārt pēc netiešiem datiem. Planētu masas ir aplēstas pēc debess mehānikas likumiem, pēc masas un lieluma ir noteikts vidējais blīvums. Jau sen ir konstatēts, ka pēc masas, blīvuma un līdz ar to arī pēc sastāva Saules sistēmas planētas ir iedalāmas divās krasi atšķirīgās grupās (1. tabula):
              1) iekšējās (Zemes tipa) planētas ar lielu vidējo blīvumu;
          2) ārējās planētas ar nelielu vidējo blīvumu.

          Attēls 34. Saules sistēmas planētas

          Radiācijas virsmas temperatūra; Zemes radiācijas virsma atrodas troposfēras augšējā daļā
          ** x0 - atmosfēras noturētspēja, attiecība starp 2. kosmisko ātrumu un gāzu termisko ātrumu
          Iekšējās planētas
          Iekšējo planētu dažādā blīvuma galvenais iemesls ir to ķīmiskā sastāva atšķirības: blīvākās planētas satur vairāk metāliskās dzelzs, bet mazāk blīvās - mazāk, Saulei tuvākās (Merkurs) - relatīvi vairāk, tālākās (Marss) - mazāk (6. attēls, 2. tabula). Pieņemot, ka līdzīgi Zemei arī pārējo iekšējo planētu kodolus veido metāliska fāze, nav grūti aprēķināt šo kodolu izmērus:
          Merkuram - 0,8 no planētas radiusa,
          Venerai - 0,53,
          Zemei - 0,55,
          Marsam - 0,4.
          Merkurs - Saulei tuvākā liela blīvuma bezatmosfēras planēta. Tiešu datu par virsmas materiāla sastāvu nav. Pēc teleuzņēmumu datiem Merkura virsma ir ļoti līdzīga Mēness virsmai ar neskaitāmiem krāteriem, ielejām, grēdām. Redzamās gaismas atstarošanās koeficienti ir zemi, kas liecina par virsmas materiāla tumšo krāsu. Domājams, Merkura virsmu klāj mēnesveidīga grunts, kas satur samērā daudz stikla fāzes, dominējošais minerāls varētu būt meteorītu triecienu iespaidā daļēji apkusis piroksens.
          Attēls 35. Merkurs

          Attēls 36. Merkura virsma


          Merkurs rotē ļoti lēni, tāpēc apgaismotās un neapgaismotās puses temperatūras ir ļoti atšķirīgas - pret Sauli pavērstajā pusē temperatūra sasniedz 625 K, bet tumšajā, neapspīdētajā pusē tā ir 10-20 K. Ja Merkuram būtu atmosfēra, tad šādos apstākļos aukstajā pusē vairums gāzu sasaltu, bet karstajā aizplūstu Visuma telpā. Tomēr iespējams, ka Merkuram ir neliela, nepastāvīga argona atmosfēra, kas veidojas 40K sabrukšanas rezultātā.

          Venera - pēc izmēriem, masas un vidējā blīvuma tuva Zemei, ir bieza un silta atmosfēra, kurā dominē (96,5 %) ogļskābā gāze, ir arī slāpeklis (~3 %), skābeklis (0,4 %), ūdens tvaiki, SO2, CO, pat formaldehīds, virsmas temperatūra 747±20 K, spiediens 20 atm. Visticamākais CO2 avots ir augstajās temperatūrās noritošās karbonātu sadalīšanās reakcijas pēc shēmas: CaCO3 + SiO2 ® CaSiO3 + CO2. Slāpekļa avots ir vulkāniskas izcelsmes NH4Cl: NH4Cl + CO2® (NH4)2 CO3 ® NH3 ® N2.
          Skābeklis, domājams, rodas, sadaloties ūdens molekulām Saules radiācijas iespaidā. Otrs šādas sadalīšanās komponents H2 izkliedējas kosmiskajā telpā, par ko liecina Veneras ūdeņraža vainags. Rezultātā Venera zaudē savu ūdens krājumu un lēnām izžūst. Lielais atmosfēras CO2 daudzums rada spēcīgu siltumnīcas efektu, augstas virsmas temperatūras, pie kurām viss virsmas ūdens ir gāzveida stāvoklī. Par Veneras virsmas iežiem sākotnēji sprieda pēc automātiskās starpplanētu stacijas "Venera" gamma radioaktivitātes mērījumiem, vēlāk citu staciju nogādātie instrumenti ir veikuši Veneras vielas rentgenfluorescences analīzes, pēc kurām Veneras virsmas ieži ir tuvi gabro-bazaltiem, kosmiskā kuģa "Vega" nosēšanās vietā konstatēts paaaugstināts sēra saturs, iespējams, vulkāniskas izcelsmes.

          Attēls 37. Venēra

          Zeme - lielākā no iekšējām planētām ar vislielāko vidējo blīvumu. No pārējām planētām atšķiras ar slāpekļa-skābekļa atmosfēru, kas nenoliedzami ir dzīvības producēta. Ar analītiskām metodēm ir izzināts tikai augšējo Zemes sfēru (Zemes garoza, hidro- un atmosfēra) sastāvs, kuras kopā sastāda mazāk par 1% no Zemes masas. Par dziļāko sfēru sastāvu un vielas stāvokli var spriest pēc Zemes fizikālajiem parametriem un ģeofizikas datiem. Zemes vidējais blīvums ir 5,517±0,04 g/cm3, vidējais Zemes garozas blīvums ~2,65 g/cm3. Jau tas vien norāda, ka planētas iekšienē ir blīvu, smagu masu sakopojumi. Zemes magnētiskais lauks, savukārt, liecina, ka daļa šo masu ir metāliskā stāvoklī.
          Marss - no Saules vistālākā iekšējā planēta ar vismazāko blīvumu. Ir retināta atmosfēra, kas tomēr netraucē tieši novērot virsmu. Ir arī vairāku kosmisko aparātu dati. Lielākā daļa planētas virsmas ir oranža, ko varētu izsaukt smalkgraudaini, ar dzelzs oksīdu plēvītēm klāti silikātiežu sairšanas produkti. Pēc "Viking" sērijas automātiskās starpplanētu stacijas pārrraidītajiem rentgenfluorescentās spektroskopijas datiem Marsa grunts atbilst bāziskiem iežiem un to dēdēšanas produktiem - ar dzelzi bagātiem māliem, iespējama arī hlorīdu un karbonātu klātbūtne. Galvenais atmosfēras komponents ir CO2, niecīgos daudzumos ir skābeklis, galvenokārt kā reakcijas 2CO2 ® 2CO + O2 produkts, ir arī ūdens, vairāk uz planētas virsmas cietā agregātstāvoklī, mazāk atmosfērā, jo Marss ir auksta planēta, uz ekvatora vidējā temperatūra ir -24oC.

          Attēls 39. Marsa uzbūve


          Attēls 38. Marss
          Ūdens un skābekļa klātbūtne bija pamats uzskatam par dzīvības, visdrīzāk augu valsts, iespējamību uz Marsa, ko gan būtiski iespaidotu gigantiskās smilšu vētras, kurās daļiņu ātrums sasniedz 150 km/sek. Šādu vētru no 100 km augstuma ir nofotografējusi viena no Mariner tipa automātiskajām stacijām. Ar teleuzņēmumiem ir pierādīts Marsa aktīvais vulkānisms ar gāzu mākoņiem virs krāteriem. Marsa polārās cepures sastāv no ledus un cietas ogļskābās gāzes, teleuzņēmumi liecina par šo cepuru sezonālu palielināšanos un samazināšanos.


          Attēls 40. Venēra uz Mēness fona

          Mēness - neviens no Zemes iežiem nav pētīts tik rūpīgi un ar tik modernu metožu kompleksu kā Mēness iežu paraugi. Kopīgā uz Zemes nogādāto Mēness iežu paraugu masa pārsniedz 400 kg. Mēness virsmā izdalās gaiši apgabali - augstienes un kalnu grēdas (apmēram 85 % no virsmas) un tumši apgabali, t.s. jūras. Augstienes sastāv galvenokārt no anortozītiem, jūras no bazaltiem, kuri gan no tipiskajiem Zemes bazaltiem atšķiras ar zemāku Fe un Ti saturu. Uz Mēness nav granītu slāņa, nav nogulumiežu un, protams, nav hidro- un atmosfēras. Pašu Mēness virsmu klāj irdena grunts - regolīts (gr. regos - pārklājs), kura sastāvā daudz stiklaina materiāla - meteorītu triecienu rezultāts. Regolītu augšējā kārtā atzīmētas visai augstas cēlgāzu (He, Ne, Ar) koncentrācijas, kas izskaidrojamas ar Saules vēja iedarbību, konstatēti arī 22Na un 26Al. Analizētajos Mēness iežu paraugos konstatēto minerālu skaits nav liels, dominē pirokseni, plagioklazi ar 75-95 % anortīta, ilmenīts, olivīns, SiO2 paveidi kristobalīts un tridimīts, K laukšpats, apatīts, biotīts, amfiboli, kalcīts. Sastapti arī Zemei netipiski minerāli - ar Mn bagāts piroksens, špineļi ar Cr un Ti, trankvilīts TiZrO4. Tādējādi Mēness ieži, salīdzinot ar līdzīgiem Zemes iežiem, satur vairāk Ti, Cr, Mn, Zr.
          Mēness bazaltu vecums ir 3,8-4,5 miljardi gadu, kas atbilst maksimālās magmatiskās aktivitātes laikam. Zemes garozā tik seni ieži sastapti ārkārtīgi reti. Paša Mēness kā patstāvīgi eksistējoša debess ķermeņa vecums (pēc Sr un Pb) ir tuvs 4,5 miljardiem gadu, kas sakrīt ar meteorītu vecumu. Pašlaik vislabāk pamatots ir uzskats par Mēness rašanos Zemes un kādas citas nelielas planētas sadursmes rezultātā, kas, iespējams, notikusi apmēram 50 miljonus gadu pēc Saules sistēmas izveidošanās. Šāda sadursme ļoti būtiski varēja ietekmēt arī Zemes termisko režīmu un sekmēt vielas diferenciāciju tās dzīlēs. Vidējais Mēness vielas blīvums ir 3,34 g/cm3, virsmas iežu blīvums nedaudz mazāks, kas liecina par zināmu, bet visai vāju, diferenciāciju.
          Elementu relatīvā izplatība Mēness iežos:
          >10% - O, Si, Fe
          1-10% - Ca, Mg, Al, Ti
          0,1-1% - S, Na, K, Cr, Mn
          0,01-0,1% - C, N, P, Cl, Sr, Y, Zr, Ba
          0,001-0,01% - F, Se. V, Co, Ni, Zn, Nb, La, Ce, Pr, Nd, Sm, Gd, Dy, Er, Yb, Hf
          0,0001-0,001% - Li, Be, B, Cu, Ga, Rb, Ge, Tb, Ho, Tm, Lu, Ta
          Ārējās planētas
          Salīdzinot ar iekšējām, tās ir gigantiski ķermeņi (izņemot Plutonu), bet ar nelielu blīvumu, kas liecina par ievērojamu gāzu lomu. Šo planētu uzbūvē var izdalīt vairākas sfēras (7. attēls):
          · ārējā, gāzveida, dominē molekulārs ūdeņradis, pakārtota loma hēlijam, metānam, amonjakam;
          · stipri saspiesta molekulāra ūdeņraža sfēra bez robežvirsmas ar ārējo sfēru;
          · metālisks ūdeņradis, lielajos spiedienos protoni un elektroni pastāv atsevišķi;
          · metālisks hēlijs;
          · dzelzs un silikātu kodols, augsto temperatūru dēļ (10000-30000o), domājams, šķidrs, pēc dažu speciālistu domām ciets.



          Attēls 41. Saules sistēmas planētu uzbūve



          Attēls 42. Jupitera mākoņi



          Attēls 43. Jupiters

          Jupiters - pēc masas 318 x lielāks par Zemi, pēc diametra 11 x, ja būtu vēl ~ 10 x lielāks, tad dzīļu temperatūra būtu piemērota kodolu sintēzes procesiem. Virsmas temperatūra ~ -130oC (140 K). Ir spēcīgs magnētiskais lauks. Ārējā gāzveida sfēra (atmosfēra?) sastāda 2 % no Jupitera radiusa, satur 77 % H un 20 % He, pārējais amonjaks un metāns. Dziļāk viela paliek blīvāka, zināmā mērā līdzinoties šķidrumam (attālumi starp molekulām ir tuvi pašu molekulu izmēriem), bet bez robežvirsmas ar atmosfēru; šī sfēra aizņem 22 % no planētas radiusa, bet apmēram pusi no tā - metālizētā ūdeņraža sfēra, kura rada spēcīgo planētas magnētisko lauku. Dzelzs-silikātu kodols aizņem 1/4 daļu no Jupitera radiusa, tā temperatūra sasniedz 25000 K, spiediens 5 milj.MPa. Daži speciālisti turpretī uzskata, ka Jupiteram dzelzs-silikātu kodola vispār nav. Jupiters uzskatāms par kaut ko vidēju starp pundurzvaigznīti un Zemes tipa planētām.


          Attēls 44. Saturs un Saturna gredzeni

          Saturns - vienīgā planēta, kuras blīvums ir mazāks par 1 g/cm3. Pēc masas 95 x, pēc diametra 9,4 x lielāks par Zemi. Redzamā virsma ir ārējā gāzveida slānī peldoša mākoņu sega ar temperatūru ~ -190oC (80 K). Atmosfēru veido galvenokārt H un He (~10 %), konstatēti arī metāns, etāns, acetilēns; tās biezums ~ 1000 km. Dziļāko sfēru biezumu attiecības ir līdzīgas Jupiteram, kodola temperatūra ~ 20000o. Ir magnētiskais lauks, bet vājāks nekā Jupiteram. Slavenos Saturna gredzenus veido ledus un akmeņi līdz 10 m diametrā.


          Urāns un Neptūns tiek dēvēti arī par planētām-dvīņiem, abas ir gandrīz vienāda lieluma un blīvuma. Abu planētu centrā temperatūra ir ~ 12000o, uz virsmas Urānam -215oC (55 K), Neptūnam - -225oC (45 K). Atmosfērā apmēram puse ir ūdeņradis, apmēram 20 % metāns, ne mazāk par 5 % amonjaks, pārējais hēlijs, etāns, acetilēns. Abu planētu redzamā virsma ir peldoša mākoņu sega.


          Attēls 45. Urāns



          Attēls 46. Neptūna mākoņu sega

          Plutonu sauc arī par mīklu planētu, mazāks par Zemi, tā diametrs ir 2500 km, masa 500 x mazāka par Zemes masu. Virsmas temperatūra -230oC (40 K). Atmosfērā dominē metāns, iespējams, ka virsmu klāj metāna ledus, tās temperatūra tuva absolūtajai nullei. Diennakts garums atbilst 6,3 Zemes diennaktīm, gada 248 Zemes gadiem. Ir izteikts viedoklis, ka Plutons savulaik ir bijis Neptūna pavadonis.



          Attēls 47. Plutons

          Katram ķīmiskajam savienojumam ir savs noteikts kritiskais spiediens un temperatūra, kurus pārsniedzot, nav fizikālas starpības starp šķidrumu un gāzi, nav šo fāžu robežvirsmas. No tā izriet, ka nevienai no Saules sistēmas planētām nevar būt ne šķidra hēlija, ne ūdeņraža okeāna, jo to kritiskās temperatūras ir attiecīgi 5 un 33 K, bet visu planētu virsmas temperatūras ir augstākas. Šis pats iemesls izslēdz arī metāna un amonjaka okeānu pastāvēšanu. 


          Māris Kļaviņš


          VIDES ĶĪMIJA

          EKSPERIMENTĀLS MĀCĪBU LĪDZEKLIS

          Recenzenti: G.Eberhards, Dr. ģeogr.
                  A.Zicmanis, Dr. ķīm.
          SATURA RĀDĪTĀJS

            1.IEVADS
            2.ĶĪMISKIE ELEMENTI
          2.1. ATOMA UZBŪVE
          2.2. ĶĪMISKO ELEMENTU IZCELŠANĀS (Lielais Sprādziens)
            3.IESKATS KOSMOĶĪMIJĀ
          3.1. SAULE
          3.2. PĀRĒJĀS ZVAIGZNES
          3.3. KODOLPROCESI ZVAIGZNĒS UN UZ SAULES
          3.4. STARPZVAIGŽŅU VIELA UN KOSMISKIE STARI
          3.5. METEORĪTI - KOSMISKĀS MATĒRIJAS PARAUGI
          3.6. PLANĒTU UZBŪVE UN ĶĪMISKAIS SASTĀVS
          4. ZEME
          4.1. Zemes Garoza
          4.2. Dziļākās ģeosfēras
          4.3. Zemes radioaktivitāte
          4.4. Zemes vecums
          4.5.Zemes ķīmiskā sastāva veidošanās
          4.6. Augšējo ģeosfēru veidošanās un evolūcija
            5. ATMOSFĒRA
          5.1. Atmosfēras ķīmiskais sastāvs
          5.2. ZEMES OZONA SLĀNIS UN ĶĪMISKIE PROCESI STRATOSFĒRĀ
          5.3. VIELU ĶĪMISKĀS PĀRVĒRTĪBAS TROPOSFĒRĀ
          5.4. SĒRA SAVIENOJUMI ATMOSFĒRĀ
          5.5. SLĀPEKĻA SAVIENOJUMI ATMOSFĒRĀ
          5.6. OGLEKĻA OKSĪDI ATMOSFĒRĀ
          5.7. AEROSOLI UN PUTEKĻI ATMOSFĒRĀ
          5.8. Nokrišņu ķīmiskais sastāvs
          5.9. ATMOSFĒRAS PIESĀRŅOJUMS UN TĀ AVOTI
            6. HIDROSFĒRA
          6.1. Ūdens struktūra UN ĪPAŠĪBAS
          6.2. Ūdens paveidi
          6.2. DABAS ŪDEŅU SASTĀVS
          6.3. Pasaules okeāns
          6.4. Kontinentu ūdeņi

          1.IEVADS
                Jau kopš dzīvības izcelšanās dzīvās būtnes sāka ietekmēt dabā noritošos procesus, iespaidojot gan vielu, gan enerģijas plūsmas. Visu šo procesu rezultātā dzīvība uz Zemes aktīvi piedalās savas dzīves vides veidošanā. Par īpaši nozīmīgu uzskatāma dzīvo organismu ietekme uz gaisa vidi- atmosfēru. Dzīvo organismu darbības rezultātā (vispirms fotosintēzes rezultātā) ir izveidojies pašreizējais atmosfēras sastāvs, kas no otras puses nosaka Zemes klimatu, dzīvības pastāvēšanu tās esošajās formās. Vienlaikus atzīmējams tas, ka tad, kad kādu faktoru ietekmē apkārtējā vide kļuva nelabvēlīga dzīvo organismu attīstībai, tie nenovēršami tika nolemti bojāejai vai arī izmainījās to kopienu struktūra. Vides piesārņojums, kas spēj apdraudēt mūsu planētu, un cilvēces pastāvēšanai vitāli nepieciešamo resursu milzīgie patēriņa apjomi ir kļuvuši par vienu no nozīmīgām problēmām, ar kurām cilvēce saskaras mūsdienās. Līdz ar to rodas nepieciešamība sabalansēt sociālās vides un ekonomikas attīstību, nodrošinot vides aizsardzību tā, lai novērstu ekoloģiskās katastrofas draudus cilvēces pastāvēšanai. To, kā tas sasniedzams, aplūko ilgtspējīgas attīstības koncepcija. Vides aizsardzības nepieciešamības apzināšanās, globālās, reģionālās un lokālās vides problēmas, kā arī esošo resursu (neatjaunojamo, vispirms enerģētisko) izsmelšanas draudi radīja nepieciešamību pārvērtēt vēlmi nodrošināt augstus ekonomiskās attīstības tempus, esošos patēriņa modeļus ar acīmredzamo nepieciešamību pasargāt vidi. Kaut arī nepastāv vienotas izpratnes par ilgtspējīgas attīstības kritērijiem, lielākā daļa tās definīciju pamatojas uz idejām, kuras izteiktas “ilgtspējīga attīstība ir attīstība, kura apmierina pašreizējās paaudzes vajadzības, neradot draudus nākamajām paaudzēm apmierināt to vajadzības”.
                Lielā mērā ilgtspējīgas attīstības jēdziena pamatā ir vides jautājumu ietekmes uz cilvēces attīstību apzināšanās. Tradicionālais antropocentriskās sabiedrības attīstības modelis balstās uz pieņēmumu, ka ekonomiskā attīstība nav limitēta un dabas bagātības ir neizsmeļamas. Taču 20. gadsimtā pierādījās, ka cilvēka nelabvēlīgās ietekmes uz vidi (vispirms rūpnieciskās un lauksaimnieciskās ražošanas, kā arī sadzīves atkritumu uzkrāšanās), var padarīt cilvēka dzīves vidi par neizmantojamu, kā arī var novest pie visai straujas resursu (vispirms neatjaunojamo) izsmelšanas vai arī to kvalitātes pazemināšanos. Cilvēka nelabvēlīgās ietekmes uz vidi var izpausties gan lokāli (piemēram, atkritumu uzkrāšanās un augsnes un pazemes ūdeņu piesārņošana), reģionāli (piemēram, skābo nokrišņu veidošanās, jūru piesārņojums), kā arī globāli (globālās pasiltināšanās draudi, ozona koncentrācijas stratosfērā pazemināšanās). Var tikt ietekmēta ne tikai cilvēku veselība, kas dzīvo piesārņotā vidē, nākamo paaudžu veselība, bet var tikt ietekmēti arī citi dzīvie organismi, biosfēra, atmosfēra un uz Zemes noritošo procesu kopums. Zinātniski tehniskā progresa rezultātā cilvēka darbība mūsdienās ir kļuvusi par tik aktīvu apkārtējās vides veidojošu faktoru, kāds nav pastāvējis kopš dzīvības rašanās uz Zemes. Lielā mērā cilvēka darbība spēj apdraudēt paša cilvēka izdzīvošanu. Līdz ar to izveidojusies situācija prasa aktīvu iejaukšanos apkārtējās vides atveseļošanā. Taču šo jautājumu risināšanai nepieciešamas zināšanas par vielu īpašībām un to pārvērtībām, t.i., priekšstats par ķīmiskajām vielām un to īpašībām apkārtējā vidē.

                Attēls 1. Piesārņoti ūdeņi pie atkritumu izgāztuves.

                Vielu ķīmisko īpašību un pārvērtības procesu izpratne uzskatāma par būtisku posmu, lai novērtētu un spētu analizēt vielu iedarbību uz dzīvajiem organismiem un ekosistēmām. Šajā sakarībā var atzīmēt to, ka tieši ar vides piesārņojuma bīstamības izpratni saistās jēdziena “vides aizsardzība” attīstība. Nenoliedzot bioloģiskās daudzveidības saglabāšanas nepieciešamību, augsnes erozijas, atsevišķu ekosistēmu apdraudētības nozīmi vides izpratnes veidošanās procesā, tieši vides piesārņojuma jēdzienam ir piešķirama īpaša vērība, jo pastāv tieša un acīmredzama saistība starp vides piesārņojumu un tā ietekmi uz katra cilvēka veselību, pārtikas kvalitāti, cilvēces kultūras mantojumu. Vides degradācija tās piesārņojuma rezultātā var izpausties kā tieši, materiāli novērtējami zaudējumi, piemēram, nozvejas, mežu platību samazināšanās, profesionālās saslimstības pieaugums un citi procesi, kas aktuāli valsts un vides politikas izveidē. No otras puses, vides piesārņojuma izpētes aktualitāti nosaka tā lielā ietekme uz cilvēku veselību. Piesārņojošo vielu klātbūtne pilsētu gaisā ir izsaukusi smogu un ir cēlonis astmas un dažādu alerģisku saslimstību skaita pieaugumam. Daudzas potenciāli indīgas vielas tiek izmantotas gan sadzīvē, gan arī var piesārņot vidi darba procesā.
                Vides ķīmija ir 20.gs. zinātne, un tās pamatuzdevums ir Zemes garozas, pārējo ģeosfēru, kā arī citu kosmisko ķermeņu atomu vēstures pētījumi, izmantojot ķīmijas pētījumu metodes. Vides ķīmija pētī Zemes un tās komponentu - iežu, ūdens, gāzu, dzīvās vielas sastāvu, noskaidro ķīmisko elementu, to atomu, jonu, asociāciju izplatības un migrācijas likumsakarības. Kopā ar atomfiziku vides ķīmija pētī ķīmisko elementu izcelšanās problēmas, kopā ar bioloģiju - organisko vielu un tās līdzdalību minerālu, iežu, augšņu, citu dabas objektu veidošanā. Paralēli vides ķīmijai ir attīstījusies kosmoķīmija. Tātad, vides ķīmija aplūko divas nozīmīgas mūsdienu zinātnes problēmas- vides aizsardzības jautājumus un Zemes dzīļu resursu veidošanās likumsakarības to praktiskās nozīmes un ieguves iespēju izpētei. Tradicionāli vides ķīmijas izpētes objekts ir elementu sadalījums Zemē un to veidojošajās daļās: atmosfērā, litosfērā, mantijā, kodolā. Vienlaikus vides ķīmija līdzīgi pēta ārpuszemes objektus- meteorītus, planētas, zvaigznes. Vides ķīmija tās attīstības sākotnējā fāzē vispirms bija aprakstoša zinātne, bet mūsdienās tās pētījumu objekts vispirms ir procesi un reakcijas, kas katrā konkrētajā laika momentā nosaka to vai citu Zemes objektu sastāva veidošanos.
                Moderno vides ķīmiju vispirms raksturo ķīmijas zināšanu un metožu izmantošana ģeoloģijas un ģeogrāfijas sfērā- vides sastāva un tajā noritošo procesu aprakstam un izpētei. No otras puses, vides ķīmija jūtami bagātina ķīmiju un palīdz attīstīt jaunas pieejas šajā zinātnes jomā. Galvenais, ko vides ķīmijas metodes sniedz ķīmijā ir izpratne par Zemes sastāva nepastāvīgumu un evolūciju. Zemes patreizējais stāvoklis ir tikai viena stadija tās attīstības procesā, kuru ietekmē ļoti daudzi faktori. Ņemot vērā vides ķīmijas izpētes objekta sastāvu un šajās vidēs noritošo procesu savdabību, tie ir visai tāli no tām vidēm un reakcijām, kas tipiskas ķīmijas pētījumos. Reakcijas Zemes dzīlēs norit pie liela spiediena (> 1011 Pa) un augstas temperatūras (> 1000 0 C). Šie procesi ir arī lēni (to norises laiks var būt miljoni gadu). Tas apgrūtina eksperimentu veikšanu, kas ir pamatā reakciju un vielu izpētei ķīmijā kā eksperimentālā zinātnē. Tātad, vides ķīmija bagātina arī ķīmiju un tajā izmantotās metodes.
                Vides ķīmijas sākotnējā izpratnē procesu ilgums ievērojami pārsniedza cilvēka mūža garumu, un līdz ar to ilgu laiku pastāvēja uzskats, ka cilvēka ietekme uz Zemes sastāvu ir minimāla. Ražošanas attīstība un cilvēku skaita pieaugums parādīja šīs domas kļūdainumu. Ir pierādījies, ka cilvēks ir būtiski mainījis Zemes veidolu, spējot ietekmēt elementu aprites procesus un ietekmējot to saturu uz Zemes pat tādā mērā, ka šīs ietekmes var padarīt Zemi par neizmantojamu cilvēkam. Cilvēka vajadzības pēc materiāliem un enerģijas sedz izejvielas, kas tiek iegūtas no litosfēras. Vienlaikus šīs vielas pēc to izmantošanas iesaistās dažādos to aprites ciklos. Līdz ar to cilvēka iedarbība paātrina ķīmiskos procesus. Vēl lielāka ir dzīvības kā tādas ietekme uz ģeoloģiskajiem un ģeoķīmiskajiem procesiem vidē. Dzīvie organismi uztur patreizējo atmosfēras un hidrosfēras sastāvu un būtiski ietekmē ķīmiskos procesus vidē.
            2.ĶĪMISKIE ELEMENTI

            Zeme un citi kosmiskie ķermeņi sastāv no ķīmiskajiem elementiem un to elementārdaļiņām, ķīmiskie elementi sastopami arī starpzvaigžņu telpā. Elementu skaits ir samērā neliels, bet tie veido visas dabā zināmās vienkāršās un komplicētās vielas.

            Attēls 2. Elementu periodiskā tabula

            Pašlaik ir atklāti 108 ķīmiskie elementi, 105 no tiem ir savi nosaukumi un ķīmisks raksturojums. Uz Zemes dabā atrodami 89 (pēc dažu autoru domām 93) elementi, pārējie ir iegūti mākslīgi. Klasiskās Mendeļējeva periodiskās sistēmas (attēls 2) ietvaros (92 elementi) pēc hafnija (1923.g) un rēnija (1925.g.) atklāšanas bija palikušas četras tukšas vietas ar atomnumuriem 43, 61, 85 un 87. Trīs pirmo tolaik vēl neatklāto elementu eksistenci prognozēja jau Mendeļējevs, dodot tiem nosaukumus ekamangāns, ekajods un ekacēzijs. To meklējumi Zemes objektos beidzās nesekmīgi, bet vēlāk šie elementi tika iegūti mākslīgi un nosaukti par tehnēciju (1937.g.), prometiju (1947.g.), astatu (1940.g.) un franciju (1939.g.). Piecdesmito gadu sākumā tehnēcijs (Tc) tika atklāts Saules atmosfērā un dažu zvaigžņu spektros. Amerikāņu ģeoķīmiķis Mūrs uzskata, ka Tc ir iespējams arī Zemes garozā - ar urāna minerāliem paraģenētiski saistītos molibdenītos, kur tas varētu rasties no molibdēna kodoliem neitronu starojuma iespaidā. 1944.g. uz Zemes tika konstatēts astats (At) ar pussabrukšanas periodu 7,5 stundas kā polonija (Po) radioaktīvo izmaiņu produkts. Drīz pēc francija (Fr) mākslīgās iegūšanas tas tika konstatēts arī dabiskajās aktīnija (Ac) radioaktīvās sabrukšanas rindās ar pussabrukšans periodu 21 min. Tādējādi uz Zemes būtībā nav konstatēts tikai prometijs (Pm), lai gan daudzi ķīmiķi apšauba arī datus par pārējiem augšminētajiem elementiem.
            Par mākslīgi iegūtajiem transurāna elementiem pastāv tēlains izteiciens, ka tie ir it kā augšāmcēlušies dabā sen mirušo urāna (U), protaktīnija (Pa) un torija (Th) vecāki. Pats ilgmūžīgākais no transurāna elementiem ir neptūnijs (Np), kura pussabrukšanas periods ir tuvs 2 milj. gadu. Neptūnijs (Nr.93) tika atklāts 1940. gadā un nosaukts pēc planētas Neptūns, kura Saules sistēmā atrodas aiz Urāna (Nr.92), gadu vēlāk tika radīts elements Nr.94 - plutonijs (Pu), kurš savukārt ieguva vārdu no nākošās planētas Plutona. Abi šie elementi vēlāk tika konstatēti urāna piķa rūdā un dažos monacītos, kur tie veidojas neitronu reakcijās ar atomu kodoliem, to koncentrācijas attiecība pret U koncentrāciju ir 1,8.10-12. Ir parādījušās ziņas par to, ka dažos kosmiskajos ķermeņos konstatēti arī citi transurāna elementi - amerīcijs (Am), kirijs (Cm), berklijs (Bk), kalifornijs (Cf), līdz ar to var uzskatīt, ka kosmosā līdz šim pavisam ir zināmi 97 elementi.
            Vissīkākā elementa daļiņa, kam vēl piemīt tā īpašības ir atoms, kura galvenās sastāvdaļas ir pozitīvi lādēts kodols un elektronu apvalks. No pēdējā uzbūves ir atkarīgas elementa ķīmiskās un daudzas fizikālās (optiskās, magnētiskās, elektriskās u.c.) īpašības. Smago atomu radioaktīvās sabrukšanas atklāšana parādīja, ka atomi nebūt nav kaut kas nesagraujams, tie ir nedalāmi tikai ķīmiskajā aspektā. Fizikāli tie ir sarežģītas materiālas sistēmas, kuras būvētas no sīkākām daļiņām un ir spējīgas šķelties un pārveidoties. Kopīgais atklāto elementārdaļiņu skaits ir apmēram 400, vairums no tām ir ļoti īsmūžīgas un parādās tikai atomu kodolu pārvērtību brīdī. Elementārdaļiņas dabā ne vienmēr ir tikai atomu sastāvā, tās dažviet sastopamas brīvā veidā, piemēram, kosmiskajos staros.
            4. ZEME

            4.1. Zemes Garoza

            Jēdziens Zemes garoza ir radies tajos laikos, kad valdīja karstais Zemes rašanās modelis, saskaņā ar kuru ap izkusušo planētu atdziestot radās cieta garoza. Šobrīd ar Zemes garozu saprot augšējo Zemes kārtu līdz Mohorovičiča seismiskajai robežai (zem kontinentiem vidēji 30-40 km, zem okeāniem, kur nav granītu-gneisu joslas, 10-20 km), to veido trīs ģenētiski atšķirīgu tipu ieži (bazalti, granīti-gneisi, nogulumieži), tās sastāvā ietilpst arī hidro-, atmo- un biosfēras. Literatūrā lieto arī terminu “litosfēra”, ko pagājušā gadsimta beigās piedāvājis austriešu ģeologs Eduards Zīss kā sinonīmu Zemes garozai. Pašlaik gan ar litosfēru saprot lielāku apjomu, iekļaujot tajā arī cieto augšējās mantijas daļu līdz astenosfērai, tātad ~200 km.
            Līdz 19.gs. beigām iežu un minerālu ķīmiskajos pētījumos valdīja diferencēšanas tendences, t.i atsevišķu dabas objektu sastāva noteikšana. 1815. gadā angļu mineralogs Filips gan mēģināja aptuveni noteikt visas Zemes garozas iežu masas vidējo sastāvu, bet viņa darbi laikabiedru atzinību neguva. Pagājušā gadsimta 80-os gados pie šī darba ķērās Amerikas ģeoloģijas komitejas ķīmiskās laboratorijas vadītājs Frenks Viglsvords Klarks un veltīja tam visu mūžu. Sākotnēji atlasot 880 viņaprāt precīzākās un ticamākās iežu ķīmiskās analīzes un pieņemot, ka analizētie paraugi kopumā raksturo Zemes augšējo, aptuveni 10 jūdžu (16 km) biezo kārtu (pēc viņa vērtējuma apmēram no tāda dziļuma kalnu veidošanās procesos ieži nonāk Zemes virspusē), Klarks 1889. gadā aprēķināja 10 izplatītāko elementu vidējo saturu. Zemes garozā Klarks iekļāva arī visu hidrosfēru un atmosfēru, tomēr viņa skaitļi raksturo galvenokārt iežu sastāvu, jo hidrosfēras masa ir tikai daži procenti, bet atmosfēras masa dažas procenta simtdaļas no Zemes garozas masas. Klarks arī pieņēma, ka viņa izvēlētās analīzes pietiekoši proporcionāli raksturo dažādo iežu izplatību. Klarka pirmie izplatītāko elementu vidējā satura rādītāji masas % bija sekojoši:

            1908. gadā datus par dažādu Zemes garozas komponentu (ieži, minerāli, ūdeņi) ķīmisko sastāvu Klarks publicēja pirmajā ģeoķīmiskajā monogrāfijā "The data of Geochemistry". Turpinot pētījumus, viņš arvien palielināja analīžu skaitu un precizitāti, noteikto elementu skaitu, un viņa pēdējā apkopojumā 1924. gadā jau ir dati par 50 elementiem. Ar 1923. gadu pēc A.Fersmana ierosinājuma vidējo ķīmisko elementu saturu lielās ģeoķīmiskās sistēmās (Zemes garoza, citas ģeosfēras, galvenie iežu tipi) visā pasaulē sauc par klarkiem.
            Ar laiku, ieviešoties jaunām analītiskajām metodēm un paplašinoties noteikto elementu lokam, Klarka lietotā metodika zaudēja precizitāti, jo parastie, plaši izplatītie ieži tika analizēti arvien retāk, pievēršot galveno uzmanību retiem, eksotiskiem paraugiem. Kopš Klarka laikiem klarki ir daudzreiz precizēti, noteikti visiem periodiskās sistēmas elementiem, atsevišķi un visai precīzi vadošajiem iežu tipiem (skābie ieži, bāziskie ieži, nogulumieži u.c.), tomēr dati par Zemes garozas vidējo sastāvu vēl arvien ir diskutējami, jo nav vienprātības par dažādu iežu grupu patiesajām attiecībām, it īpaši zem okeāniem. A.Vinogradovs Zemes garozas klarku aprēķinos ir pieņēmis, ka tā sastāv no 2/3 skābo un 1/3 bāzisko iežu, A.Beusam šīs attiecības ir pretējas. Arī priekšstati par bazalta slāņa sastāvu ir atšķirīgi. Savdabīgu metodi klarku aprēķiniem ir piedāvājis ungāru zinātnieks Heveši - nosakot elementu saturu iežu standartmaisījumos, kuri izgatavoti no attiecīgiem iežiem dažādos Zemes reģionos proporcionāli izplatībai. Šī metode ir devusi pieņemamus rezultātus par vairākiem mazāk izplatītiem elementiem (Ti, Zr, Hf, Th, Pb, V, Nb, Ta, Pa). Tomēr vēl arvien klarkos nav pietiekoši atspoguļota vairāku vāji pētītu reģionu (Centrālā Āzija, daži Āfrikas rajoni, Antarktīda, Grenlande) iežu specifika.
            Bij. PSRS visplašāk tika lietoti A.Vinogradova 1962. gadā publicētie klarki par akmens meteorītiem, ultrabāziskiem, bāziskiem, vidēji skābiem un skābiem iežiem, nogulumiežiem, Zemes garozu (2/3 skābo un 1/3 bāzisko iežu) un dzīvo vielu. Citur populāri ir Tarekjana un Vedepola 1961. gada klarki. Galvenajiem, dominējošajiem elementiem dažādu autoru klarki atšķiras maz, toties daudziem mazizplatītajiem elementiem tie atšķiras pat vairākas reizes. Tāpēc, operējot ar klarkiem, jāuzrāda to autors. Klarkus izsaka trīs veidos. Visbiežāk lieto masas klarkus, retāk atomklarkus, vēl retāk tilpumklarkus. Zemes sistēmas parasti raksturo ar masas klarkiem, bet kosmiskās ar atomklarkiem.




            Attēls 48. Elementu izplatības sadalījuma līkne

            Gandrīz pusi no cietās Zemes garozas sastāda skābeklis (48. attēls), vairums elementu raksturojas ar koncentrācijām 0,01-0,0001 %. Šādus elementus ģeoķīmijā sauc par "retiem". Ģeogrāfisko ainavu ģeoķīmijā un bioģeoķīmijā lieto arī jēdzienu "mikroelementi", par kādiem pētāmajā sistēmā uzskata tos elementus, kuru saturs ir mazāks par 0,01 %.
            Ķīmiskie elementi Zemes garozā neatrodas izolētu atomu veidā, bet vairumā gadījumu ir saistīti ķīmiskos savienojumos. Galvenās elementu atrašanās formas ir:
            · patstāvīgi minerāli (kristāli un koloidālās sistēmas);
            · dzīvā un atmirusī organiskā viela,
            · izomorfi piemaisījumi minerālos;
            · magmas kausējumi;
            · ūdens šķīdumi un gāzu maisījumi,
            · izkliede, aptver visus elementus (V.Vernadskis: "Visi elementi ir visur"), dažiem ir dominējošais vai pat vienīgais stāvoklis.
            Minerāli ir dabiski ķīmiskie savienojumi, kuru sastāvu var izteikt ar noteiktu ķīmisko formulu un kuros elementi atrodas noteiktās daudzumu attiecībās, parasti katrs ne mazāk par dažiem procentiem. Patstāvīgo minerālu skaits ir 2500-3000, vēl vismaz tikpat daudz ir dažādu paveidu. ~ 80 % no Zemes garozas masas veido silikāti, seko oksīdi (17 %), karbonāti (1,7 %), fosfāti (0,7 %), sulfīdi (0,25 %), sulfāti un tīrradņi (pa 0,1 %), pārējo klasu minerālu loma ir ievērojami mazāka. Tā kā Zemes garozā izteikti dominē skābeklis, dominē arī skābekli saturošie minerāli. Patstāvīgi minerāli nav zināmi rubīdijam, hafnijam, indijam, inertajām gāzēm, retajiem radioaktīvajiem elementiem.
            Galvenie faktori, kas nosaka tā vai cita elementa minerālu skaitu, ir elementa izplatība un kristālķīmiskās īpašības. Jo elements ir kristālķīmiski savdabīgāks, mazāk līdzīgs citiem, jo lielākas ir tā iespējas veidot patstāvīgus minerālus. Tieši tādēļ salīdzinoši daudz minerālu ir tādiem samērā mazizplatītiem elementiem, kā Cu, B, Be, Pb, As, Sb, Bi, Se, U. Kristālķīmiskās īpatnības aptver jonu radiusus, polarizācijas īpašības, elektronegativitāti, jonu enerģētiskās īpašības. Jo lielāks elementa klarks, jo tam ir vairāk minerālu, bet šī sakarība nav universāla, daudzi samērā maz izplatīti elementi ir izteikti “minerālmīļi” (As - 198 minerāli, Cu - 220 minerāli, Pb - 199 minerāli).


            Attēls 49. Elementu izplatība uz Zemes

            Pēc līdzdalības pakāpes minerālu veidošanā ir izdalītas vairākas elementu grupas:
            Pamatelementi - > 500 minerālu - O, H, Si
            Galvenie elementi - 500-150 minerālu - Ca, S, Fe, Al (>300), Na, Mg, Cu (>200), Pb, As, Mn, P
            Vadošie elementi - 150-50 minerālu - B, C, K, Cl, U, F, Sb, Ti, Zn, Ba, V, Bi, Ag, Ni, Be
            Retie elementi - 50-10 minerālu
            Ļoti retie elementi - < 10 minerālu
            Izkliedētie elementi - minerālus neveido
            Nesaistītie elementi - cēlgāzes

            4.2. Dziļākās ģeosfēras

            Priekšstati par tiešiem pētījumiem nepieejamo Zemes dziļāko sfēru uzbūvi pamatojas uz seismoloģijas, gravimetrijas, ģeotermijas datu analīzi, uz eksperimentāliem datiem par iežu īpašībām un izmaiņām augstos spiedienos un temperatūrās, meteorītu pētījumiem.
            Pēc seismisko viļņu izplatīšanās rakstura Zeme ir iedalīta vairākās koncentriskās čaulās ar progresējošu blīvuma pieaugumu virzienā uz centru, šo ģeosfēru viela atšķiras pēc fizikālām īpašībām, minerālā un ķīmiskā sastāva. Par pamatu var ņemt ķīmisko procesu iespējamību, izdalot normālās ķīmijas zonu jeb perisfēru (līdz 60-120 km), kurā valda parastie ķīmijas un fizikālās ķīmijas likumi, dziļāk līdz 2900 km (atbilst mantijai) seko degradētā ķīmisma zona, kurā pieaugošo spiedienu rezultātā mainās daudzu elementu elektronu mākoņu struktūra, elektroniem pārejot uz zemākajiem, neaizpildītajiem līmeņiem. Dziļāk par 2900 km seko centrisfēra ar nulles ķīmismu. Milzīgo spiedienu iespaidā šeit atomu ārējie elektroni tiek atrauti, paši atomi saspiesti mazāki un nekādi ķīmiskie procesi starp šādiem sakropļotiem atomiem nav iespējami. Atrautie elektroni tiek "sabiedriskoti", viela, arī nemetāliskā, iegūst metālu īpašības.
            Tomēr vairums speciālistu atzīst Zemes iedalījumu 8 seismiskos slāņos (attēls 50), bez tam vēl izdala īpaši cieto slāni litosfēru (Zemes garoza+ daļa augšējās mantijas) un plastiskāko astenosfēru.
            A - Zemes garoza
            B,C,DI, DII - mantija
            E, F, G - kodols


            Attēls 50. Zemes uzbūve
            B - augšējā mantija (33-400 km), starp kuru un Zemes garozu norisinās intensīva vielas apmaiņa. Uzskata, ka pēc sastāva tā ir tuva ultrabāziskiem iežiem: O - 42,5 %, Mg - 25,9 %, Si - 19,0 %, Fe - 9,85 %, viegli kūstošo komponentu daļu šeit vērtē ap 10 %. B slānī ir seismisko viļņu palēnināšanās zona ~ 60-220 km dziļumā, ko izskaidro ar salīdzinoši augstu temperatūru, kura ir tuva vielu kušanas temperatūrai šādos spiedienos. Par augšējās mantijas vielas minerālo sastāvu un raksturu ir vairākas hipotēzes:
            1) bazalti (plagioklazs+piroksens), kas lielajos spiedienos pārkristalizēti eklogītos (granāts+piroksens);
            2) peridotīts (olivīns+piroksens).
            Galvenais faktors, kas nosaka fāžu pārejas, ir spiediens, temperatūras nozīme vairāk pakārtota.
            35-200 km: olivīns+anortīts Õ granāts; piroksens+korunds Õ granāts;
            olivīns+rutils Õ ilmenīts+piroksens; olivīns Õ špinelis;
            200-400 km: olivīns Õ špinelis, piroksens Õ granāts;
            C - mantijas pārejas slānis (400-900 km), novērojams krass seismisko viļņu ātruma pieaugums, ko izskaidro ar minerālu pāreju blīvākās (ilmenīta, špineļa tipa) modifikācijās. Blīvuma lēciens 420 km dziļumā 1,4.1010 Pa (140 kbar) spiedienā tiek saistīts ar fāžu pārejām olivīnā.
            D - apakšējā mantija (900-2900 km), tai skaitā DI 900-2700 km, kurā seismisko viļņu ātrums pieaug viendabīgas vielas pieaugošas saspiešanas rezultātā un DII 2700-2900 (2885) km ar lēcienveida ātruma izmaiņām sastāva neviendabības un liela temperatūras gradienta dēļ. Apakšējo mantiju uzskata par akmens meteorītu (hondrītu) analogu, tā ir silikātu-oksīdu sfēra, kurā dominē O, Fe un Mg.
            Uz robežas ar kodolu seismisko garenviļņu ātrums strauji (par 30 %) samazinās, šķērsviļņi pazūd, kas liecina par šķidru agregātstāvokli ārējā kodolā - E - (2900-4980 km), seko F - sacietējošs pārejas slānis līdz 5120 km un iekšējais cietais kodols G līdz 6370 km. Kodola iespējamo sastāvu valdošās hipotēzes pielīdzina dzelzs meteorītiem ar 80,8 % Fe, 8,6 % Ni, 0,6 % Co un nelielu daudzumu vieglo elementu - O, Si, S, Al.
            Pēc meteorītu modeļa Zemes vidējais sastāvs ir: Fe -35 %, O -30 %, Si -15 %, Mg - 13 %.
            Svarīgs dzīļu raksturojums ir temperatūra, kas palīdz izprast vielas stāvokli dažādās sfērās. Lielākā Zemes daļa atrodas cietā agregātstāvoklī, kas liecina, ka dzīļu temperatūras nepārsniedz attiecīgo komponentu kušanas punktu attiecīgajā spiedienā. Pēc urbumu datiem pirmajos kilometros temperatūras gradients ir ~20 0/km, domājams, ka zem Zemes garozas ģeotermiskā gradienta vērtības samazinās, apmēram 100 km dziļumā, kur atrodas primārie vulkānu avoti, temperatūra ir 1100-1300oC, 400 km - 1700o, 2900 km dziļumā - 2200-4700oC.
            Jautājums par to, kad un kā notikusi Zemes noslāņošanās ģeosfērās, ir viens no ģeoloģijas pamatjautājumiem - vai tas ir noticis jau planētas veidošanās laikā vai arī Zemes pastāvēšanas ģeoloģiskajā laikā. Pašlaik pastāv vienprātība par Zemes veidošanos no aukstas kosmiskās vielas, kā arī par Zemes vielas un meteorītu vielas radniecību. Saskaņā ar mūsdienu kosmogoniskajiem priekšstatiem Zeme un citas Saules sistēmas planētas ir veidojušās gandrīz vienlaicīgi ar Sauli ~ pirms 4,6 miljardiem gadu, apvienojoties lielam daudzumam cieto putekļu daļiņu, uzskata, ka Zemes apvidū šis akrēcijas periods ir ildzis apmēram 100 miljonu gadu. Pēc homogēnās akrēcijas modeļa vispirms izveidojās pēc sastāva un uzbūves kvaziviendabīga (kvazi=šķietami, gandrīz) Zeme, kuras zonālā uzbūve radās vēlākas evolūcijas ceļā. Pēc heterogēnās akrēcijas modeļa, savukārt, vispirms noformējās būtībā metālisks pirmkodols (protokodols), kurš pakāpeniski aplipa ar silikātu daļiņām, no kurām izveidojās primārā mantija. Visdrīzāk ir darbojusies abu modeļu kombinācija.
            Akmens meteorītu silikātviela ir līdzīga Zemes olivīniežiem - peridotītiem (olivīns+piroksens) un dunītiem (olivīns). Zemes mantijas izejmateriāls ir bijis akmens meteorītiem radniecīga viela, sākotnēji auksta, vēlāk gravitācijas saraušanās, meteorītu triecienu un radioaktīvo procesu siltuma iespaidā sakarsusi ar vielas noslāņošanos, kura pēc daudzu speciālistu domām varēja notikt t.s. zonālās kausēšanas ceļā. Pirmsģeoloģiskā etapa noslēgumstadijā (pirms 4,0-4,2 mlrd.gadu) intensīvas asteroīdu un meteorītu bombardēšanas dēļ Zemes attīstībā iestājās viskarstākais periods ar tās vielas gandrīz pilnīgu izkušanu, kas izraisīja vielas diferenciāciju pēc blīvuma (ķīmiskā sastāva) un ģeosfēru veidošanos. Kodola veidošanās, domājams, beidzās Zemes pirmajā miljardā gadu, bet mantijas vielas diferenciācija ir norisinājusies visā Zemes vēstures gaitā un turpinās arī pašlaik.
            Akmens meteorītu vielas sadalīšanas iespējas grūt- un vieglkūstošās frakcijās zonālās kausēšanas ceļā ir pierādītas eksperimentāli. Vieglkūstošā frakcija šajos eksperimentos pēc sastāva un struktūras atbilda bazaltiem ar sārmu, sārmzemju metāliem, SiO2, Al, arī U, Th, TR, grūtkūstošā - peridotītiem ar Mg, Fe, Ni, Co, Cr u.c. Zonālā kausēšana kļūst iespējama, ja izkusušajā masā pastāv temperatūras gradients 2-3 grādi/km, šādos apstākļos neizbēgami sākas konvektīva sajaukšanās. Kausējums no apakšējās daļas, nonākot augšdaļā, mazākā spiedienā, izrādīsies pārkarsēts, tas šeit dzisīs, atdodot siltumu pārsedzošajiem iežiem, tos kausējot. Savukārt kausējums no augšdaļas, nonākot dziļumā, izrādīsies pārdzesēts, sāks kristalizēties, izdalot kristalizācijas siltumu un sasildot apkārtējo masu. Tā norisinās nemitīga kausējuma samaisīšanās ar kristalizāciju apakšdaļā un kausēšanu augšdaļā, tādējādi izkususī zona pārvietojas uz augšu, un tajā arvien lielākā mērā uzkrājas vieglāk kūstošie komponenti, kas savukārt ietekmē sistēmas siltuma bilanci. Galvenais siltuma avots segiežu kausēšanai un kausējuma zonas pārvietošanai uz augšu ir eksotermiskas reakcijas (kristalizācija) zonas apakšdaļā.
            Mazāk vienprātības ir uzskatos par kodola sastāvu, vielas avotiem un veidošanās mehānismu. Kodola masa ir 1/3 no Zemes masas, akmens meteorītos metāliskā Fe ir tikai 10-12 %, dzelzs meteorīti ir tikai ~ 6 % no meteorītu kopdaudzuma, tātad ir zināms dzelzs deficīts. Dzelzs kodola hipotēze slikti izskaidro kraso robežu starp kodolu un mantiju. Ja dzelzs kodolā ir koncentrējusies gravitācijas iespaidā, tad šai robežai vajadzēja būt izplūdušai. Kodola blīvums ir mazāks nekā dzelzij kodola spiedienos, tāpēc kodola sastāvā šīs hipotēzes iekļauj vieglākus komponentus (S, Si).
            1948. g. V.Ramzejs pamatoja hipotēzi, pēc kuras kodols sastāv no tās pašas silikātvielas kā ārējās ģeosfēras, tikai lielajos spiedienos tā ir pārgājusi metāliskā fāzē. Aprēķināts, ka MgO pārejai metāliskā fāzē vajadzīgs spiediens 4.1011 Pa, blīvums attiecīgi pieaug no 6,0 līdz 12,1 g/cm3. Šis spiediens gan ir lielāks par domājamajiem spiedieniem kodolā. Ir izdarīti mēģinājumi realizēt augšminēto fāžu pāreju ar dinamisku slodzi 5.1011 Pa, bet neveiksmīgi, acīmredzot, tai ir nepieciešams laiks. Objektīvākus datus varētu dot eksperimenti ar statisku slodzi, daži mēģinājumi ar SiO2 un MgO 1011 Pa spiedienos ir izdarīti, iegūts materiāls ar metālu elektrovadītspēju, kuram gan blīvums nav noteikts.


            2.1. ATOMA UZBŪVE

            Atoms ir kvantu sistēma (attēls 3), kurā elektroni kustas ap pievelkošu, šķietami nekustīgu centru - atoma kodolu, ko veido divējādas elementārdaļiņas - protoni un neitroni, kuras var arī uzskatīt par vienas elementārdaļiņas - nuklona - dažādiem stāvokļiem. Protoni un neitroni ir savstarpēji konvertējamas daļiņas. Protoni ir lādēti pozitīvi, to skaits kodolā nosaka elementa atomnumuru un kodola lādiņu, bet kopā ar neitroniem - atommasu. Neitroni kodola lādiņu neiespaido, tie ir elektroneitrāli.

            Attēls 3. Ūdeņraža atoma uzbūve



                Attēls 4. Halogēnu atomu un jonu radiusi

                Kodolā ir koncentrēta praktiski visa atoma masa, tikai kādu 1/1800 tās daļu dod elektroni. Piemēram, elektrona masa ir 9.10-28 g, bet paša vieglākā atoma - ūdeņraža (1 protons + 1 elektrons) - masa ir 1,65.10-24 g, skābeklim tā ir 26,6.10-24 g, urānam 392,7.10-24 g. Toties atoma kodola izmēri ir desmitiem tūkstošu reižu mazāki par paša atoma izmēriem (atoma radiuss ir ~10-8 cm, kodola radiuss 10-!2 cm, elektrona radiuss 2.10-13 cm), tāpēc kodola viela ir ārkārtīgi blīva, vidēji 1,16.1014g/cm3, tās 1 cm3 svērtu 116 milj. tonnu.
                Elektrona kustības viļņējādā rakstura dēļ atomam nav noteiktu robežu, tāpēc noteikt atoma absolūtos izmērus nav iespējams. Par brīva atoma radiusu var pieņemt ārējo elektronu mākoņu blīvuma galvenā maksimuma stāvokli, to var aprēķināt teorētiski. Savienojumos atomi savā starpā ir saistīti ar ķīmiskām saitēm, kuras ietekmē elektronu mākoņu stāvokli un blīvumu, tāpēc tajos atomu (jonu) radiusi atšķiras no brīvu atomu radiusiem. Šos efektīvos radiusus nosaka pēc molekulu un kristālu uzbūves. Vidējais efektīvais atoma tilpums ir aptuveni 10-24 cm3, bet pilnais kodola un elektronu tilpums tikai 10-36 cm3 (1012 x mazāks), tāpēc atomu struktūra ir ļoti retināta. Pašā vienkāršākajā ūdeņraža atomā attālums no kodola līdz elektronam ir 100 x lielāks par kodola izmēriem (salīdzinājumam - attālums no Saules līdz Merkuram ir tikai 45 x lielāks par Saules diametru).
            Reālā atomu kodolu masa ir nedaudz mazāka par tā nuklonu (protonu+neitronu) masu summu, šo starpību sauc par masas defektu, tas raksturo atoma kodola stabilitāti un nuklonu saites enerģiju, t.i. enerģiju, kāda jāpatērē, lai kodolu sašķeltu brīvos nuklonos, un otrādi - veidojoties no nukloniem kodolam, izdalās masas defektam ekvivalenta enerģija.
            Kodola saites enerģiju var izteikt ar formulu (Einšteina vienādojumu):
            E={[Zmp+(A-Z)mn]-m1}c2, kur:
            Z - protonu skaits,
            A - pilnais nuklonu skaits,
            mp - protona masa,
            mn - neitrona masa,
            m1 - faktiskā kodola masa,
            c - gaismas ātrums vakuumā (3.1010cm/sek)
            Par atommasas vienību kopš 1961. gada ir pieņemta 1/12 oglekļa izotopa 12C atommasas - 1,6606.10-27 kg, līdz tam 1/16 16O, kas bija nedaudz mazāka. Vienai atommasas vienībai atbilst enerģija 931,5 milj.elektronvoltu (eV), 1 eV=1,60219.10-19 J. Raksturojot kodolprocesus, parasti lieto miljonreižu lielāku vienību megaelektronvolts (MeV).
            Piemēram, hēlija sintēzes reakcijā 2p + 2n = 42He izveidojas kodols, kura masa ir 4,001506 atommasas vienību (a.m.v.).
            2p=2.1,007276 a.m.v.
            2n=2,1,008665 a.m.v.
            2p+2n= 4,031882 a.m.v.
            Masas defekts = 4,031882 - 4,001506 = 0,030376 a.m.v., bet atbilstošā enerģija 28,26 MeV. 1 mola (4 g) hēlija sintēzē izdalās 2730.109 džoulu enerģijas.
            Nuklonus kodolā saista pievilkšanās spēki, kuri ir gandrīz vienādi starp protoniem-protoniem, protoniem-neitoniem un neitroniem-neitroniem. Šie spēki darbojas tikai ļoti nelielā attālumā, ~1,5.10-17 cm, kas ir tuvs pašu nuklonu izmēriem, un ievērojami pārsniedz protonu savstarpējās atgrūšanās spēkus.
            Neitroni kodolā ir visiem ķīmiskajiem elementiem, izņemot ūdeņraža izotopu 1H, kura kodols sastāv tikai no viena protona. Hēlijam jau ir 2 neitroni (n:p=1), bet protonu skaitam palielinoties vēl tālāk, neitronu skaits pieaug straujāk par protonu skaitu (attēls 6), urānam n:p=1,6 (92p+146n), transurāna elementiem neitronu skaits pārsniedz 150. Neitronu klātbūtne atomu kodolos ir nepieciešama to stabilizācijai.


            Attēls 5. Alberts Einšteins







            Attēls 6. Protonu (Z) - neitronu (N) diagramma ar maģiskajiem skaitļiem (tumšie aplīši -stabilie izotopi, gaišie aplīši - radioaktīvie izotopi)

            Dažāds neitronu skaits mēdz būt arī vienam un tam pašam elementam. Šādus atomus ar vienādu protonu, bet dažādu neitronu skaitu sauc par izotopiem. Pavisam ir zināmi vairāk nekā 1200 izotopi, no kuriem gan vairums ir nestabili, radioaktīvi, daudzi iegūti tikai mākslīgā ceļā. Dabā sastopami 340 izotopi, no kuriem 273 ir stabili un ilgmūžīgi. Daudzi ķīmiskie elementi būtībā ir vairāku izotopu maisījums, un to atommasa ir proporcionāla šo izotopu attiecībām. Viena un tā paša elementa izotopiem ir vienādas ķīmiskās īpašības, un ar ķīmiskām metodēm tie nav sadalāmi. Zināma izotopu diferenciācija notiek dabiskajos ģeoķīmiskajos procesos, it īpaši dzīvās vielas darbības rezultātā.
            Dabisko izotopu masas skaitļi veido veselu skaitļu rindu 1, 2, 3 ... 256, kurā neaizņemti ir tikai 2 skaitļi - 5 un 8. Šādi izotopi gan ir iegūti mākslīgi, bet tie ir ļoti īsmūžīgi. Visiem elementiem, kuru atomnumurs pārsniedz 84 (Po) ir tikai radioaktīvi izotopi, bet visiem elementiem līdz Bi (Nr.83) ir vismaz pa vienam stabilam izotopam, izņemot Tc (Nr.43) un Pm (Nr.61). Rekordiste stabilo izotopu skaita ziņā ir alva (Nr.50), kurai tādu ir 10, ksenonam (Nr.54) ir 9 izotopi, kadmijam (Nr.48) un telūram (Nr.52) - 8. Pa 7 izotopiem ir 10 elementiem - Mo (Nr.42), Ru (Nr.44), Ba (Nr.56), Nd (Nr.60), Sm (Nr.62), Gd (Nr.64), Dy (NR.66), Yb (Nr.70), Os (Nr.76), Hg (Nr.80), pa 6 izotopiem 7 elementiem - Ca (Nr.20), Se (Nr.34), Kr (Nr.36), Pd (Nr.46), Er (Nr.68), Hf (Nr.72), Pt (Nr.78). 6 elementiem - Ti (Nr.22), Ni (Nr.28), Zn (Nr.30), Ge (Nr.32), Zr (Nr.40), W (Nr.74) - ir 5 stabili izotopi, tāpat 6 - S (Nr.16), Cr (Nr.24), Fe (Nr.26), Sr (Nr.38), Ce (Nr.58), Pb (Nr.82) - ir pa 4 izotopiem un vēl 6 - O (Nr.8), Ne (Nr.10), Mg (r.12), Si (Nr.14), Ar (Nr.18), K (Nr.19) - pa 3 izotopiem (visiem, izņemot K, pāru skaitļu atomnumuri). 22 elementiem ir pa 2 stabiliem izotopiem - H (Nr.1), He (Nr.2), Li (Nr.3), B (Nr.5), C (Nr.6), N (Nr.7), Cl (Nr.17), V (Nr.23), Cu (Nr.29), Ga (Nr.31), Br (Nr.35), Rb (Nr.37), Ag (Nr.47),In (Nr.49), Sb (Nr.51), La (Nr.57), Eu (Nr.63), Lu (Nr.71), Ta (Nr.73), Re (Nr.75), Ir (Nr.77), Tl (Nr.81), visiem, izņemot He un C, nepāra atomnumuri. 20 elementiem ar nepāra atomnumuriem (izņemot Be) - Be (Nr.4), F (Nr.9), Na (Nr.11), Al (Nr.13), P (Nr.15), Sc (Nr.21), Mn (Nr.25), Co (Nr.27), As (Nr.33), Y (Nr.39), Nb (Nr.41), Rh (Nr.45), J (Nr.53), Cs (Nr.55), Pr (Nr.59), Tb (Nr.65), Ho (Nr.67), Tm (Nr.69), Au (Nr.79), Bi (Nr.83) - ir tikai 1 stabils kodola veids. Stabilu izotopu nav Tc (Nr.43) un Pm (Nr.61), abiem nepāra atomnumuri.
            Visi elementi ar pāra atomnumuriem sastāv no vairākiem stabiliem izotopiem, izņēmums ir berīlijs (Nr.4), kuram ir tikai viens stabils kodola veids ar atommasu 9. Dabā gan kosmisko staru iespaidā veidojas vēl 3 Be izotopi - 7Be, 8Be un 10Be, bet tie ir nestabili, īsmūžīgi. Pāru skaita elementiem līdz Nr.28 (Ni) izteikti dominē viens no izotopiem ar pāru skaitļa atommasu, bet tālāk kāda viena izotopa pārsvars vairs nav tik izteikts. Elementiem ar nepāra atomnumuriem nav vairāk par 2 izotopiem, pie tam abi izotopi ir samērā lielā daudzumā, izņemot La (Nr.57) un Ta (Nr.73), kuriem izteikti dominē viens no izotopiem.
            Attēls 7. Sakarība starp kodolsaites enerģiju un elementa atommasu

            To spēku daba, kuri saista nuklonus kodolā, vēl pilnībā nav noskaidrota, toties diezgan precīzi pēc masas defekta var izmērīt šīs saites enerģiju. Vairumam elementu tā svārstās robežās no 7,5 līdz 8,5 MeV uz vienu nuklonu, ūdeņradim (tikai viens protons) tā ir 0, bet maksimālās vērtības sasniedz elementiem ar atommasu 56-58 ( attēls 7).
            Pastāv divi kodola uzbūves modeļi - piliena un orbitālais. Saskaņā ar piliena modeli atoma kodols tiek pielīdzināts ļoti blīva, nesaspiežama, pozitīvi lādēta šķidruma pilienam, kuram virsmas spraiguma spēki tiecas piešķirt sfērisku formu, kādai piemīt vismazākā virsma. Kodolā darbojas divēji spēki - nuklonu pievilkšanās un vienādi lādēto protonu atgrūšanās. Palielinoties protonu skaitam, atgrūšanās strauji pieaug, bet to mīkstina neitronu ietekme, kuri it kā izpilda kodola cementa lomu. Pilienu modelis labi izskaidro vieglo kodolu stabilitāti, kuriem protonu skaits ir vienāds ar neitronu skaitu, kā arī smago kodolu dalīšanos.
            Attēls 8. Elektronu mākoņa blīvuma sadalījums ap hēlija atomu.


            Pamatotāks šķiet orbitālais modelis, saskaņā ar kuru protoni un neitroni izvietojas ap kādu centru apvalku (čaulu) veidā apmēram tā, kā elektroni atomā. Ir aizpildītas un neaizpildītas čaulas, kodoli ar aizpildītām čaulām ir stabilāki. Protoni un neitroni aizpilda orbītas neatkarīgi cits no cita. Protonu un neitronu skaitu, kas atbilst aizpildītām kodola čaulām, sauc par maģiskajiem skaitļiem. Empīriski noskaidrots, ka kodoli ar maģiskiem prhēlija atoma kodoluotonu - 2, 8, 10, 14, 20, (28), (40), 50, 58, 82 - un neitronu - 2, 8, 10, 10, 14, 20, (28), (40), 50, (64), 70, 82, 126 - skaitļiem ir visstabilākie un izplatītākie. Iekavās - pagaidām šaubīgie maģiskie skaitļi. Pēc maģiskajiem skaitļiem var izdarīt dažus secinājumus par vēl jaunu ķīmisko elementu atklāšanas un sintēzes iespējām.
            1967. gadā Dubnā (Piemaskavā) tika sintezēti pirmie 105. elementa nilsborija (Ns) kodoli, bombardējot 95. elementu amerīciju (Am) ar neona (Nr.10) kodoliem. Palielinoties kodola lādiņam, transurāna elementu pussabrukšanas periods strauji samazinās, nilsborijam tas ir tikai dažas sekundes. Varētu likties, ka to elementu pussabrukšanas periodiem, kuri atrodas aiz 105. elementa, jābūt vēl mazākiem, un periodiskajai sistēmai ap 106.-108. elementu jāapraujas. Taču paaugstināta stabilitāte varētu būt dažiem supersmagiem elementiem ar noslēgtām nuklonu čaulām, piemēram, kodoliem ar protonu maģiskajiem skaitļiem 114 un 126 un neitronu maģisko skaitli 184: 298114E un 310126E , kuru pussabruk�anas periods varētu būt 106-107 gadu. Tādēļ loģiski šķiet šo elementu sintēzes iespēju pētījumi, kā arī meklējumi dabā.

            Attēls 9. Atoma tilpuma atkarība no atomnumura un elementu vietas periodiskajā sistēmā
            Attēls 10. s-orbitāles elektronu mākoņa blīvums
            6. HIDROSFĒRA


            Hidrosfēra ir Zemes virsmas un tai tuvējās Zemes garozas daļas ūdeņu kopums, kurā lielāko daļu aizņem Pasaules okeāns (>90%). Daži autori hidrosfēru nosacīti iedala divās daļās - virszemes hidrosfēra un pazemes hidrosfēra jeb hidroģeosfēra. Kopīgo hidrosfēras masu vērtē ar skaitli 1,5. 1018 t. Hidrosfēras kopplatība (okeāns + ledāji + ezeri + upes + purvi) - 383 milj. km2, Zemeslodes kopplatība 510 milj. km2, t.sk. hidrosfēra 75%. Ziemā ar sniegu hidrosfēras platība palielinās līdz 440 milj. km2 (80% no Zemes kopplatības).
              Dabas ūdeņu apriti un to ķīmiskā sastāva veidošanos apraksta hidroloģiskais cikls. Hidroloģiskais cikls parāda saistību starp galvenajiem ūdens resursu avotiem un atspoguļo iztvaikošanas/izkrišanas procesu lielo lomu ūdens bilances veidošanā. Galvenais enerģētiskais faktors, kas nosaka ūdens iesaistīšanos globālās aprites ciklā ir Saules radiācija, kuras rezultātā Zemes virskārtā esošās ūdens masas sasilst un iztvaiko. Iztvaiko ne tikai ūdens no jūru un okeānu virsmas, bet arī augsnē esošais mitrums, ledāji un Zemes sniega sega. Nozīmīga vieta ūdens nokļūšanā atmosfērā ir iztvaikošanai dzīvo organismu dzīvības procesu rezultātā- evapotranspirācijai. Virs okeāniem iztvaikošanas apjomi pārsniedz ūdens izkrišanu ar nokrišņiem. Kopējais nokrišņu daudzums, kas vienāds ar iztvaikošanas apjomu, ir 0.505 ´ 106 km3/gadā. Tomēr iztvaikošanas apjoms ir ļoti atkarīgs no Zemes reģiona. Uz Zemes kontinentālās daļas nokrišņu izkrišanas intensitāte (0.107 × 106 km3/gadā) pārsniedz iztvaikošanas apjomu (0.071 × 106 km3/gadā), kamēr virs okeāniem iztvaikošana dominē (0.434 × 106 km3/gadā), salīdzinot ar nokrišņu izkrišanu (0.398 . 106 km3/gadā). Starpība starp šiem procesiem aptuveni atbilst upju notecei no sauszemes (0.036 . 106 km3/gadā). Pazemes ūdeņu notecei okeānos un jūrās ir nenozīmīga loma. Iztvaikojošais ūdens nokļūst atmosfērā, kur ūdens tvaiki atdziest un kondensējas. Par kondensācijas centriem kalpo atmosfērā esošās aerosolu un putekļu daļiņas, kā arī kondensācija var izsaukt no kosmiskās telpas nākošā starojuma iedarbības rezultātā veidotas reaģētspējīgas daļiņas. Kondensācijas procesi norit troposfēras augšējos slāņos. Veidotie nokrišņi var izkrist lietus, sniega, krusas veidā. Ūdens tvaikiem nonākot atmosfērā, tie tiek pakļauti vielu izkliedes procesiem, kas raksturīgi atmosfērai, respektīvi, ūdens tvaiki, kas dominējoši veidojas virs jūru un okeānu virsmas, gaisa masu pārvietošanās rezultātā var tikt pārnesti lielos attālumos un izkrist virs kontinentu virsmas.
              Atmosfēras nokrišņiem izkrītot, tie var veidot sniega segu, tos var asimilēt augi, tie var iesūkties augsnē un papildināt pazemē esošos ūdeņu krājumus. Tomēr par vienu no nozīmīgākajām ūdeņu kustības plūsmām uzskata to akumulāciju upju baseinos un ūdeņu virszemes noteci ar upju ūdeņiem. Līdz ar to hidroloģiskais cikls noslēdzas. Katrā no aplūkotajām vidēm ūdens var aizkavēties atšķirīgu laiku- ūdens aprites laiku. Ūdens aprites laiku nosaka ūdens masa, kas atrodas attiecīgajā vidē (piemēram, okeānos atrodas lielākā daļa hidroloģiskajā ciklā esošo ūdens masu), kā arī tas, cik intensīviem procesiem pakļauti ūdeņi katrā konkrētajā vidē. Tā ūdens aprites laiks jūrās un okeānos tiek vērtēts uz ~ 4000 gadiem, ezeros un ūdenstilpēs ~ 10; pazemes ūdeņos- dažas nedēļas līdz ~10 000 gadu, ledājos 10- 1000 gadu, atmosfērā ~ 10 dienas. Relatīvi maznozīmīgs ir t.s. juvenilo ūdeņu apjoms, proti to ūdeņu apjoms, kas veidojas Zemes degazācijas procesā un hidroloģiskajā ciklā tieši neiesaistās. Vienlaikus relatīvi stabilais ūdens daudzums uz Zemes virsmas pašlaik nenozīmē to, ka tāds tas bijis Zemes attīstības gaitā. Piemēram, pēdējā pleistocēna apledojuma maksimālās izplatības laikā (apmēram pirms 18- 23 000 gadiem) ledāju masa uz kontinentiem pieauga par aptuveni 47 ´ 106 km3 (atbilst aptuveni 3.5 % no okeānu masas). Arī citos vēsturiskajos periodos bilance starp ūdeņu masu dažādās tilpnēs visai ievērojami mainījās, respektīvi, mainījās līdzsvars starp hidroloģiskā cikla komponentiem.

            6.1. Ūdens struktūra UN ĪPAŠĪBAS


            Ūdens (H2O) ir viens no stabilākajiem ķīmiskajiem savienojumiem, jo ūdeņraža un skābekļa atomus saista kovalentā saite. Ūdens spēj pastāvēt ļoti kritiskos apstākļos - kosmosā, Zemes mantijā. Ūdens ļoti būtiski atšķiras no pārējiem šķidrumiem, tai skaitā no analogiem pēc vietas periodiskajā sistēmā H2S, H2Se, H2Te ar virkni anomālu īpašību: siltumietilpības, kušanas un iztvaikošanas siltumu, virsmas spraiguma, dielektriskās konstantes lielumi ūdenim ir anomāli. Īpašu iespaidu uz migrāciju ūdens vidē izrāda neparasti augstā dielektriskā konstante, kas normālajā temperatūrā ūdenim ir 81, etilspirtam 25, etiķskābei 6. Tāpēc savstarpējās iedarbības spēks starp joniem ūdenī ir 81 reizi mazāks nekā kristālā, tas izskaidro vielu labo šķīdību un jonizēšanos ūdenī. Lielais ūdens blīvums, siltumietilpība (lielāka tā ir tikai šķidriem amonjakam un ūdeņradim) un viskozitāte liecina par molekulu tendenci asociēties un pretoties to atdalīšanai. Augstā siltumietilpība nodrošina uz Zemes temperatūras svārstību izlīdzināšanu, bet augstā kušanas siltumietilpība nosaka relatīvi izlīdzinātas temperatūras gadalaiku mijās. Lielais virsmas spraigums sekmē viļņu veidošanos ūdenskrātuvēs, veicinot vielas un enerģijas apmaiņu starp hidro- un atmosfēru.
                Neskatoties uz plašo izplatību, ūdens ir samērā vāji izzināta viela. Viens no iemesliem ir tā parastajos apstākļos šķidrais agregātstāvoklis, ar pašreizējiem tehniskajiem līdzekļiem vieglāk pētīt cietas vielas un gāzes. Ledus izpētīts labāk nekā šķidrais ūdens, bet pats pārejas mehānisms no ūdens ledū nav skaidrs. Piemēram, sen zināms, ka tīrs ūdens nemīl sasalt, laboratorijās destilētu ūdeni izdevies atdzesēt līdz -700, tomēr šādā pārdzesētā ūdenī ievadot kristalizācijas centru (smilts graudiņš, ledus kristāliņš, gaisa burbulītis), ūdens momentā sasalst. Ir kāda Sibīrijas ģeologa nostāsts, ka viņam stiprā salā bezvēja dienā pašā ziemas sākumā vajadzējis jāšus šķērsot nelielu ezeriņu. Tikko zirgs iekāpis ūdenī, tas sācis pārledot, un acu priekšā viss ezeriņš pārvērties ledū. Ūdens ezeriņā bijis izcili tīrs. Parasti šķidrumiem, pieaugot spiedienam, viskozitāte pieaug, ūdenim otrādi, spiediens to vēl vairāk sašķidrina, ievērojami samazinot savstarpēji saistīto ūdens molekulu skaitu, tāpēc dzīļu ūdens ir īpaši kustīgs.


                Attēls 70. Ūdens nolekulas uzbūve un saišu garums tajā

                Ūdens savdabību izraisa tā struktūras īpatnības, kas gan šķidram ūdenim pagaidām izzinātas tikai hipotēžu līmenī, tādu ir vairāki desmiti. Labāk pazīstama ir ledus struktūra. Ūdeņradis ir vienīgais elements, kura atomā nav nevienas pilnīgi aizpildītas elektronu čaulas. Tas rada priekšnoteikumus vājām papildus saitēm ūdens molekulā, kura spēj pievilkt kaimiņu molekulu skābekli (attēls 70).

            Attēls 70. Ūdens molekulas uzbūve un ūdeņraža saites veidošanās

                Līdz ar to ūdens molekula it kā iegūst tetraedrisku formu, divi pozitīvie ūdeņraža joni atrodas vienā pusē pozitīvajam skābekļa lādiņam, un rezultējošo lādiņu sadalījumu var iztēloties kā tetraedru ar divām pozitīvi un divām negatīvi lādētām virsotnēm. Pati par sevi molekula ir neitrāla, tomēr summārais negatīvais lādiņš ir koncentrēts tās vienā, bet pozitīvais otrā pusē, un vienas molekulas (+) gals pievelk otras molekulas (-) galu. Tādējādi ūdens molekulas saista ūdeņraža saite.
              Ūdeņraža saites enerģija ir lielāka par starpmolekulārajiem Van der Valsa spēkiem (~0,6 kcal/mol), bet mazāka par jonu un kovalento saišu enerģiju (desmiti kcal/mol). Ūdeņraža saitei ir kolektīvs raksturs. Ledū katrs skābekļa atoms ar ūdeņraža saitēm ir saistīta ar 4 citiem skābekļa atomiem, kuri izvietoti tetraedriski 2,76 Å attālumā no centrālā skābekļa atoma (attēls 69). Ūdeņraža atomi atrodas uz līnijas, kas savieno divus ūdens blakusmolekulu centrus, bet tuvāk vienai no tām. Ūdeņraža saišu veidošanās lielā mērā ietekmē arī ūdens izcilās šķīdinātāja īpašības, pie kam, vielām izšķīstot, molekulas un joni tiek hidratēti, respektīvi, tie mijiedarbojas ar ūdens molekulām, veidojot ķīmiskus savienojumus, kuru stabilitāte var būt pat visai augsta. Piemēram, NaCl izšķīstot ūdenī, notiek mijiedarbības process starp pozitīvi lādēto Na+ jonu un ūdens molekulām, kā rezultātā Na+ jonu aptver sešas ūdens molekulas, veidojot oktaedrisku struktūru. Jonu-dipola saišu enerģija (un līdz ar to stabilitāte) atkarīga no jona izmēriem un tā lādiņa. Jo jona lādiņš lielāks un izmēri niecīgāki, jo saistība spēcīgāka.
              Attēls 71. Na+ jonu hidratācija ūdenī

            Ir divas ūdeņraža atoma iecienītākās atrašanās vietas starp skābekļa atomiem - 0,96 un 1,81 Å attālumā, starp kurām šis atoms nemitīgi lēkā, līdz ar to katru no šīm pozīcijām var uzskatīt par piederošu it kā ½ ūdeņraža atoma.
              Ūdens molekulu raksturo arī tās spēja pašai jonizēties, un šīs reakcijas intensitāti raksturo konstante Kw.

              2H2O « H3O+ + OH-

              Kw = [H3O+] [OH-]= 10-14 mol2dm-6 pie 298 K

              Tīra ūdens reakcija uzskatāma par neitrālu, t.i., [H3O+]=[OH-] = 10-7 mol/l. H3O+ un OH- jonu koncentrācijas izteikšanai 1909. gadā dāņu zinātnieks Sērens Sērensons ieteica izmantot pH jēdzienu:

              pH= - log [H3O+]

              pH ir ūdeņraža jonu (hidroksonija jonu) koncentrācijas negatīvs logaritms.
              skāba vide [H3O+] > 1.0 ´ 10-7 M pH < 7.00
              bāziska vide [H3O+] < 1.0 ´ 10-7 M pH > 7.00
              neitrāla vide [H3O+] = 1.0 ´ 10-7 M pH = 7.00

              Vielām izšķīstot ūdenī, tās var disociēt vai arī iesaistīties hidrolīzes reakcijās. Vājas skābes - etiķskābes disociācijas rezultātā ūdens vidē pieaug hidroksonija jonu koncentrācija un vide kļūst skāba.

              CH3COOH + H2O ® CH3COO- + H3O+

            Attēls 72. Ūdeņraža atomu varbūtīgākā atrašanās ledus kristāliskajā režģī

            Lielās ledus molekulas karkass ir rets (ažūrs), kas nosaka vēl vienu ūdens anomāliju - ledus spēju peldēt šķidrajā ūdenī. Absolūtam vairumam citu vielu cietā fāze ir smagāka par šķidro. Ja ūdenim sasalstot nesamazinātos blīvums (nepalielinātos tilpums), tad ūdenstilpēs izveidojies ledus nogrimtu to dibenā, un īsā laikā visa hidrosfēra pārvērstos par ledus blāķi, Zeme neatgriezeniski apledotu.
            Ledum kūstot, tā ažūrā struktūra tiek daļēji izjaukta, un ūdens paliek smagāks par ledu. Izkausējot ledu un sildot ūdeni, ūdeņraža saites daļēji tiek sarautas, bet nelielā mērā tās saglabājas pat termālajos ūdeņos. Pēc L.Polinga domām salīdzinoši mazais ledus kušanas siltums liecina par to, ka sarauto ūdeņraža saišu daļa ir samērā neliela (~15 %), kūstot vismaz sākumā saglabājas ūdens molekulu tetraedriskais izvietojums. Līdz ar to ūdens no pārējiem šķidrumiem atšķiras ar zināmu molekulu sakārtotību, zināmu struktūru, it kā līdzību ar cietiem ķermeņiem. Ir skaidrs, ka, kūstot ledum, tā struktūra nesabrūk uzreiz, bet tās fragmenti saglabājas līdz pat vārīšanās temperatūrai, pat ūdens tvaiks satur atsevišķus molekulu saaugumus. Šķidrā ūdenī izplatīti div-, četr- un astoņmolekulu sakopojumi, div- un četrmolekulārie ķēdīšu veidā, astoņmolekulārie trigonālu prizmu veidā, ir arī pat 12 - 150 molekulu sabiezējumi ar brīvu telpu vidū, ir atsevišķas molekulas (attēls 72).
            Zemes virsmas apstākļos lielākā ūdens masa ir šķidrā stāvoklī. Lai ledu pārvērstu ūdenī un ūdeni tvaikā, ir jāpatērē enerģija, pirmajā gadījumā 332 J/g, otrā 2258 J/g. Lielās kušanas un iztvaikošanas siltumu atšķirības nosaka sarauto ūdeņraža saišu daudzums - iztvaikojot tiek sarautas visas, kūstot acīm redzot tikai kādi 15%. Katru minūti ūdens iztvaicēšanai no okeāna virsmas tiek patērēti 2.1018 džoulu Saules enerģijas, bet šo siltumu Zeme nezaudē, troposfērā ūdens tvaiki kondensējas, un iztvaikošanā patērētais siltums atkal atgriežas. Ūdens tvaiki atmosfērā arī pārtver Saules infrasarkano starojumu, radot siltumnīcas efektu, ūdens tvaika loma Zemes siltumnīcas efektā ir ievērojami lielāka nekā CO2 loma. Atmosfēras mitrumu var salīdzināt ar siltu segu, kas ietin Zemi.

            Attēls 73. Ūdens molekulu izkārtojums šķidrajā ūdenī
            Ūdeņraža saite izraisa arī lielo ūdens virsmas spraigumu. Molekulas ūdenī no visām pusēm pievelk citas molekulas - magnētiņi. Ūdens virsmā no augšas šādas pievilkšanas nav, ir tikai no apakšas, un molekula tiek it kā ievilkta ūdenī, rodas virsmas spraiguma kārtiņa. Lielāks nekā ūdenim virmas spraigums ir tikai dzīvsudrabam. Ūdens virsmas spraigumu samazina izšķīdušie sāļi; domā, ka absolūti tīra ūdens virsmas spraigums ir tāds, ka pa to varētu braukt ar slidām. Virsmas spraigumu izmanto kukaiņi - ūdensmērītāji. Ūdenim piemīt augstas slapināšanas spējas. Slapināšanās un virsmas spraigums palīdz ūdenim pārvietoties pa sīkām porām, kanāliem pretēji gravitācijas spēkiem, kas nodrošina augsnēs un iežos t.s. karenūdens pastāvēšanu. Kapilārūdens var pacelties pat 10 - 12 m augstumā.
            Šķidrajā ūdenī ūdens molekulas nav nekustīgas, tās izdara nepārtrauktas svārstības ap kādu līdzsvara stāvokli (siltuma kustība), kā arī lēcienveida translācijas no viena līdzsvara stāvokļa citā, vājinoties ūdens struktūrai. Translācijas lielā mērā ir atkarīgas no ūdenī esošajiem joniem, no kuriem daļa (striktori) tās pavājina un sekmē struktūras saglabāšanos, citi (destriktori) translācijas veicina, vēl citi neiespaido. Kā striktori, nostiprinot tuvāko ūdens molekulu pozīcijas līdzsvara stāvoklī, darbojas nelieli joni ar samērā augstām enerģētiskajām konstantēm: Mg2+, Ca2+, Ba2+, Na+, Li+, SO42-. Destriktori, stāvokļa maiņu veicinātāji, ir galvenokārt lieli, vienvērtīgi joni - K+, Rb+, Cs+, J-, Br-, Cl-, NO3-.
            Ķīmiski nozīmīgākās ūdens īpašības ir spēja viegli pāriet no viena agregātstāvokļa citā, labās šķīdinātājspējas, atrašanās dažādās formās iežu, minerālu, dzīvās vielas sastāvā, aktīva līdzdalība daudzu elementu ģeoķīmiskajā apritē.
                Ūdens lomu lielā mērā nosaka temperatūras apstākļi. Svarīga robežvērtība ir 00C, zem kuras daļa ūdens pāriet cietā stāvoklī, daļa tomēr paliek šķidra, dažas ūdens formas nesasalst pat pie -800. Nākošā nozīmīgā temperatūras robeža ir 400, ko sauc arī par Mendeļejeva temperatūru, pie šīs temperatūras notiek būtiskas ūdens fizikālo īpašību izmaiņas. Šai temperatūrai atbilst minimālā siltumietilpība, anomāla viskozitāte, maksimālā halīta un ģipša šķīdība. Visi hidrosfēras ūdeņi ir lielākā vai mazākā mērā mineralizēti un var tikt uzskatīti par dažādas koncentrācijas dabiskiem šķīdumiem, pat vistīrākie lietus ūdeņi vidēji satur līdz 50 mg/l izšķīdušu vielu. Tāpēc dabisko ūdeņu īpašības atšķiras no destilēta ūdens īpašībām.

            6.2. Ūdens paveidi
            Ūdeņradis dabā sastopams 3 izotopu - protija (1H), deiterija (2H vai D) un tritija (3H) veidā, divi pirmie stabili, tritijs radioaktīvs. Skābeklim savukārt ir 6 izotopi, trīs īsdzīvojoši 14O, 15O, 19O (radioaktīvi), trīs 16O, 17O un 18O stabili, dominē 16O, izotopa 17O ir ļoti maz, 18O nedaudz vairāk. Pavisam pastāv 9 ūdens paveidi:

            HD16O un D2O sauc par smago ūdeni, tas ievērojami atšķiras no parastā ūdens - sasalst pie 3,80, vārās pie 101,40, visblīvākais ir pie 11,60, reakciju ātrums un šķīdība smagajā ūdenī ir mazāka nekā parastajā. Organismiem smagais ūdens ir kaitīgs. Okeāna ūdenim izotopu attiecības ir pastāvīgas 18O:16O=0,0021; D:H=0,000158 (uz 1 miljonu 1H216O molekulu ir 2000 H218O, 320 HD16O un 420 H217O molekulu). Vismazāk smagā ūdens ir polāro zemju atmosfēras nokrišņos, visvairāk - sālsezeros, jo deiterija saite ir stiprāka par parastā ūdeņraža saiti, tāpēc smagā ūdens molekulām iztvaikošanas procesā grūtāk izrauties no šķidrās fāzes. Izotopu frakcionēšanās notiek arī kušanas-sasalšanas procesos, arktiskais ledus satur par 2 % vairāk D nekā jūras ūdens, no kura tas veidojies. Deiteriju uzskata par vienu no ģeoķīmiski visinteresantākajiem izotopiem, tā pētījumi palīdz restaurēt ziņas par okeāna un kontinentālo virsūdeņu sakariem, par dziļo horizontu ūdeņu ģenēzi, par hidrotermālo procesu norisi. Deiterija variācijas dabiskajās sistēmās sastāda līdz 70%, kamēr 18O variācijas ir mazāk kontrastainas - tikai 9%.

            6.2. DABAS ŪDEŅU SASTĀVS
                Tā kā ūdenī daudzu vielu šķīdība ir ļoti augsta, tad dažādu izšķīdušo vielu saturs dabas ūdeņos var mainīties plašās robežās- no dažiem miligramiem litrā līdz pat desmitiem gramu litrā. Atkarībā no izšķīdušo vielu un jonu koncentrācijas ūdenī, tie iedalās dominējošajos, makrokomponentos un mikroelementos.
              Okeānu, jūru un saldūdens ūdenstilpju ūdeņu ķīmiskais sastāvs ļoti stipri atšķiras. Okeāna ūdeņos katjonu izplatība izkārtojas rindā:

              Na+ > Mg+2 > Ca+2 > K+ > = citi katjoni,

              upju ūdeņos šī secība ir šāda :

              Ca+2 > Na+ > Mg+2 > K+ > = citi katjoni.

              Tas pats attiecināms uz anjonu izplatības rindām. Ja jūru un okeānu ūdeņos dominē hlorīdjoni un sulfātjoni, tad saldūdeņos parasti augstākās ir hidrogēnkarbonātu koncentrācijas.
              Galvenais faktors, kas ietekmē dabas ūdeņu sastāvu, ir to veidošanās apstākļi.
            6.2.1. Sārmu metālu sāļi

              Dabas ūdeņos galvenokārt atrodami nātrija sāļi. Nātrija saturs pazemes ūdeņos var sasniegt līdz 50 mg/l, ezeru ūdeņos 0,5-10 mg/l. Nātrijs ūdenī nokļūst, izskalojoties no nātrija hlorīda un citu šķīstošo hlorīdu un sāļu atradnēm, kā arī, sadaloties laukšpatam. Ievērojami daudzumi nātrija vidē nokļūst antropogēnā piesārņojuma rezultātā.
              Kālija saturs dabas ūdeņos ir zemāks. Kālijs ūdeņos galvenokārt nokļūst, sadēdējotot tādiem minerāliem kā ortoklāzam, biotītam, silvīnam. Kālija jonu saturu ūdeņos ietekmē paaugstināta kālija jonu asimilācija augsnē, īpaši, salīdzinot ar nātrija joniem, tā spēja sorbēties uz minerālu daļiņām un iekļauties to struktūrā. Kālija satura līmeņus nosaka tā intensīvā asimilācija ar augiem.
              Litijs parasti ietilpst ūdeņu sastāvā kā mikroelements. Litija avots var būt tādu minerālu kā piroksēnu, vizlas dēdēšana. Litijs sastopams mineralizētos pazemes ūdeņos. Jūras ūdeņos Li saturs var būt ap 0.1-0.3 mg/l.
            6.2.2.Sārmzemju metālu sāļi

              No sārmzemju metāliem dabas ūdeņos visvairāk atrodas kalcijs. Kalcijs dabā atrodams vairāk nekā 700 minerālu sastāvā - ģipsis, CaSO4 ´ 2H2O; anhidrīts, CaSO4; dolomīts, CaMg(CO3)2; kalcīts, aragonīts, marmors, CaCO3; anortīts CaAl2(SiO4)2; fluorīts CaF2. Kalcija un magnija saturs nosaka ūdens cietību. Kalcijs dabas ūdeņos nokļūst kalcija sulfātu saturošu iežu dēdēšanas rezultātā (sulfātu cietība), kā arī karbonātiežu mijiedarbības rezultātā ar oglekļa dioksīdu un ūdeni, veidojoties viegli šķīstošiem hidrogēnkarbonātiem. Šo jonu saturs ūdenī viennozīmīgi ir atkarīgs no ūdeņu veidošanās apstākļiem, respektīvi, no tā, cik ilgi un kādā temperatūrā ūdeņi ir kontaktā ar karbonātu iežiem un gaisu. Karbonāti un hidrogēnkarbonātjoni kopā ar dabas ūdeņu humusvielām nosaka to buferkapacitāti.
            CaMg(CO3)2 + 2(H2O + CO2 « H2CO3) ® Ca+2 + Mg+2 +4HCO3-
            CaCO3 + CO2 + H2O ® Ca+2 + 2HCO3-

              Stroncijs sastopams kopā ar pārējiem sārmzemju metāliem, tikai ievērojami niecīgākās koncentrācijās. Stroncija avots ir tādu minerālu kā stroncianīts (SrCO3) un celestīts (SrSO4) dēdēšana. Jūras ūdeņi var saturēt līdz 8 mg/l stroncija.
              Bārijs dabas ūdeņos sastopams vēl niecīgākos daudzumos kā stroncijs, tomēr dažādu ražošanas procesu rezultātā dabas vidē var nokļūt visai lieli tā daudzumi, kas nosaka nepieciešamību normēt bārija saturu ūdenī.
              Magnijs kopā ar kalciju nosaka ūdens cietību. Dabā magnijs ietilpst daudzu minerālu sastāvā kopā ar kalciju (dolomīts), kā arī atrodams karbonātu (MgCO3, magnezīts), sulfātu (MgSO4 ´ 7H2O), silikātu (serpentīns, olivīns, azbests, talks) iežu veidā. Magnija avoti ūdeņos ir karbonātu un silikātu dēdēšanas procesi.

              MgCO3 + CO2 + H2O ® Mg+2 + 2HCO3-
              MgSiO3 + 2CO2 + 3H2O ® Mg+2 + 2HCO3- + Si(OH)4

              Magnija līdzsvars ūdeņos tiek uzturēts, tam saistoties karbonātu minerālos un jonu apmaiņas procesos.
            6.2.3. Ūdens cietība

              Tradicionāli par ūdens cietību uzskata kalcija un magnija satura summu ūdenī. Tomēr par galveno cietību nosakošo faktoru rekomendē uzskatīt kalcija saturu, vai arī Ca, Mg, Sr, Ba jonu kopējo saturu.
              Izšķir šādus ūdens cietības veidus:
              1)kopējā ūdens cietība - kopējais kalcija un magnija jonu daudzums;
              2)karbonātu cietība - kalcija un magnija karbonātu un hidrogēnkarbonātu saturs;
              3)nekarbonātu cietība - sārmzemju metālu sulfātu, hlorīdu, nitrātu, silikātu un citu sāļu daudzums.
              Cietību izsaka miligramekvivalentos (mgekv), milimolos uz litru, cietības grādos, kā arī miligramos litrā (1 mg/l -1 ppm). Ūdens cietība ir uzskatāma par vienu no pirmajiem ūdens kvalitātes rādītājiem, kas tika analizēts. Līdz ar to dažādās valstīs attīstījušās un joprojām pastāv atšķirīgas sistēmas, kā izteikt ūdens cietību.
              Ūdens cietība atspoguļo, no vienas puses, kalcija un magnija saturu gruntī, bet, no otras puses, ogļskābās gāzes daudzumu. Tīrā ūdenī (bez CO2) šķīst tikai 14 mg/l CaCO3, bet ūdenī, kas atrodas līdzsvarā ar atmosfēras CO2, var izšķīst līdz 40 mg CaCO3, veidojot hidrogēnkarbonātus (2 cietības grādi). Tā kā augsnē CO2 veidojas dažādu bioloģisku procesu rezultātā un tās koncentrācijas var būt augstākas par līdzsvara koncentrācijām gaisā, tad pazemes ūdeņos ūdens cietība var būt augstāka. Galvenais faktors, kas nosaka kāda ūdens tipa izplatību, ir konkrētā reģiona uzbūve.
            6.2.4. Ūdenī izšķīdušās gāzes

              Ogļskābā gāze un skābeklis ir galvenās ūdenī izšķīdušās gāzes, bet ūdenī var atrast izšķīdušā veidā arī citas gāzes- metānu, radonu, sērūdeņradi, slāpekli un citas. Gāzu šķīdību ūdenī apraksta Henri likums:

              p = KH ´ x
              kur: KH - Henri koeficients (mol ´ l-1 ´ atm-1). Tipiskas Henri koeficienta vērtības apkoptas tabulā;
              p- gāzes spiediens;
              x- vielas molārā koncentrācija šķīdumā.

              Ogļskābā gāze ūdenī mijiedarbojas ar ūdens molekulām, veidojot ogļskābi, kura savukārt disociē.
              Tā kā ogļskābās gāzes koncentrācija gaisā ir visai zema, tad faktiski CO2 saturu ūdenī nosaka vispirms karbonātu iežu izšķīšana un tas, ka HCO3- un CO3-2 veidošanās ievērojami paaugstina CO2 šķīdību, bet, otrkārt, ogļskābās gāzes veidošanās, sadaloties dzīvajiem organismiem.
              Brīvās ogļskābās gāzes saturs ūdenī mainās plašās robežās. Gruntsūdeņos tas normāli ir 10-20 mg/l CO2, bet minerālūdeņos var sasniegt pat 1000 mg/l. Virszemes ūdeņos CO2 saturs ir 1-10 mg/l.
              Skābeklim ir principiāla nozīme bioloģisko procesu norisē jebkurā ūdenskrātuvē. Skābeklis nodrošina aerobo hidrobiontu pastāvēšanu ūdeņos. Galvenais avots skābeklim ūdenī ir atmosfēra un skābekļa izšķīšana. Skābekļa šķīdība ūdenī ir atkarīga no tā koncentrācijas gaisā, ūdens temperatūras un sāļu satura ūdenī. Jo ūdens temperatūra augstāka, jo skābekļa šķīdība ūdenī ir zemāka. Tāpēc, piemēram, siltu notekūdeņu ievadīšana, pat tad, ja tie nav piesārņoti, var radīt skābekļa satura pazemināšanos ūdeņos. Arī sāļu satura pieaugums pazemina skābekļa šķīdību ūdenī
              Skābeklis ūdeņos tiek patērēts galvenokārt dzīvo organismu elpošanai un organiskās vielas oksidēšanai.

              {CH2O}n + O2 ® CO2 + H2O
              ogļhidrāti
              Tomēr arī citi skābekļa utilizēšanas procesi var būt nozīmīgi.

              NH4+ + 2O2 ® 2H+ + NO3- + H2O
              4Fe+2 + O2 + 4H+ ® 4Fe+3 + 2H2O
              2SO3-2 + O2 ® 2SO4-2
              .
            Skābekļa difūzija ūdenī ir ļoti lēns process un, lai tā koncentrācija ūdenī sasniegtu piesātinājumu, nepieciešama ūdens masu sajaukšanās. Līdz ar to, ja ūdens masu sajaukšanos ietekmē mehāniski procesi, iespējamas skābekļa koncentrācijas izmaiņas atkarībā no dziļuma. No otras puses, ja skābeklis tiek patērēts bioloģiskos procesos, arī tas var ietekmēt skābekļa saturu ūdeņos.
              Metāns (CH4) tipiski atrodams pazemes ūdeņos. Galvenais metāna avots ūdeņos ir organiskās vielas sadalīšanās procesi, un tas ūdenstilpēs var veidoties nogulās (dūņās), sadaloties organiskajām vielām bezskābekļa vidē.
              Arī sērūdeņradis (H2S) veidojas, sadaloties organiskajām vielām, kas satur sēru un tāpēc tipiski paaugstinātas tā koncentrācijas novērojamas vai nu pazemes ūdeņos (veidojas arī sulfīdus saturošu minerālu dēdēšanas procesā) vai ūdenstilpēs bezskābekļa vidē. Sērūdeņradis ir ārkārtīgi toksisks un nomāc hidrobiontu attīstību.
            6.2.5. Halogenīdjoni dabas ūdeņos

              Gandrīz visi dabas ūdeņi satur halogenīdu jonus, kuru vidū dominē hlorīdjoni. Hlorīdjonu satura līmeņus nosaka: a) virs jūrām un okeāniem veidojušos jūras sāļu aerosolu izkrišana; b) nātrija hlorīda izšķīšanas procesi; c)antropogēnais piesārņojums. Straujas hlorīdjonu satura izmaiņas var liecināt par ūdenstilpes piesārņojumu. Tiek vērtēts, ka līdz 30 % no virszemes ūdeņos esošo hlorīdjonu avots ir vides piesārņojums. Hlorīdjoni vidē ir ļoti kustīgi.
              Hlorīdjonu klātbūtne ir būtiski svarīga ūdens izmantošanai, it īpaši pārtikā. Atkarībā no pārējo sāļu satura, ja to koncentrācija ir virs 100 mg/l, var sajust sāļu garšu, bet, ja Cl- saturs pārsniedz 400 mg/l Cl-, tad ūdens pārtikā nav izmantojams.
              Fluorīdjoni atrodami ūdeņos niecīgā daudzumā (< 0,5 mg/l). Jūras ūdeņos F- saturs var sasniegt ~ 1.5 mg/l. Fluorīdjonu avots ir fluorīta, apatīta vai amfibolu dēdēšana kā arī Zemes mantijas degazācija un vulkāniekie procesi. Fluorīdjoni asimilējas, sorbējoties uz alumosilikātiem jonu apmaiņas rezultātā un šis sorbcijas process ir atkarīgs no pH. Fluorīdjoniem ir liela fizioloģiska nozīme, to klātbūtne ūdenī palīdz aizsargāt zobus no kariesa, tiem ir liela nozīme cilvēka skeleta attīstībā.
              Bromīd- un jodīdjoni saldūdeņos atrodami mikrodaudzumos (0,5-50 mg/l). Ievērojami augstākas ir to koncentrācijas jūras un okeāna ūdeņos (Br- koncentrācija jūras ūdeņos var būt ~ 60-80 mg/l). Augstas bromīdjonu koncentrācijas sastopamas mineralizētos pazemes minerālūdeņos arī Latvijā.
            6.2.6. Sēra savienojumi ūdeņos

              Sērs ietilpst dzīvo organismu sastāvā gan neorganisko, gan organisku savienojumu veidā. Nozīmīgākie neorganiskie sēra savienojumi ir sulfīdi (S-2 joni un to sāļi), sērūdeņražskābe un sulfāti. Organisko savienojumu veidā sērs ietilpst aminoskābēs, merkaptānos un citos sērorganiskos savienojumos.
              Sulfātu saturs dabas ūdeņos svārstās robežās no 10-100 mg/l SO4-2. Sulfāti veidojas ne tikai tos saturošu iežu (ģipsis, mirabilīts un anhidrīts) dēdēšanas un izšķīšanas rezultātā, bet arī, oksidējoties sulfīdiem un sērūdeņradim.
              Nozīmīgs sulfātjonu avots dabas ūdeņos ir antropogēni emitēto sēra savienojumu nokļūšana ūdeņos, vispirms ar nokrišņiem, kā arī virszemes noteces veidā. Savukārt atmosfērā sēra savienojumi nokļūst sēra dioksīda veidā, kura avots ir fosilajā kurināmajā (akmeņogles, nafta, kūdra) esošo sēra savienojumu oksidēšanās. Atmosfērā SO2 viegli oksidējas, veidojot sulfātus un sērskābi, kā rezultātā atmosfēras nokrišņu saturā var pieaugt sulfātjonu saturs un pH - pazemināties. Dabiskas izcelsmes sulfātjonu avots atmosfēras nokrišņos ir aerosolu veidošanās virs jūrām un okeāniem.
              Nozīmīgs sulfātjonu dabiskās emisijas avots ir tādu iežu un minerālu dēdēšanas process, kuri satur sulfīdus. Vispirms šis dēdēšanas process skar pirītu.

              2FeS2 + 6O2 + H2O ® FeSO4 + H2SO4
              Dzīvajos organismos sēra saturs mainās no 0.05 % līdz 5 % (pēc sausās masas). Organiskajās vielās esošie sēra savienojumi pārvēršas par sulfīdiem vai H2S heterotrofo baktēriju metabolisma rezultātā. Bezskābekļa vidē sulfātjoni var tikt reducēti līdz sērūdeņradim. Šīs reakcijas veic sulfātreducējošās baktērijas, kas kā enerģijas avotu izmanto ogļūdeņražus
              C6H12O6 + 3Na2SO4 ® 3CO2 + 3Na2CO3 + 3H2S + 3H2O
              Šo reakciju rezultātā ūdens vide bagātinās ar CO2 un sērūdeņradi.
            6.2.7. Mikroelementi ūdeņos

              Par mikroelementiem uzskata elementus, kuru saturs ūdeņos ir mazāks pa 1 mg/l. Mikroelementu satura izpēte ūdeņos ir nozīmīga gan no praktiska viedokļa, gan, lai analizētu vidē noritošos procesus.
              Bioloģisko procesu norisei nozīmīga ir daudzu mikroelementu klātbūtne ūdeņos. Tādu elementu kā mangāns, vanādijs, selēns, kobalts un daudzu citu klātbūtne ir būtiska normālai hidrobiontu attīstībai, neskatoties uz to, ka to darbības mehānisms un tas, kādās dzīvības funkcijās tie piedalās, bieži ir neskaidrs. Mikroelementus, no otras puses, raksturo tas, ka, pārsniedzot zināmas robežkoncentrācijas, to iedarbība kļūst akūti toksiska.
              Pazemes ūdeņi bagātinās ar mikroelementiem, saskaroties ar jūras nogulumu sāļiem. Ņemot vērā mikroelementu niecīgās koncentrācijas vidē, dabas ūdeņos tie reti atrodami jonu veidā, bet gan dominējoši tie ir saistīti koloīdu daļiņu veidā ar humusvielām, vai sorbēti uz ūdenī suspendētām vielām.
              Tādu mikroelementu kā fluors, jods, bors selēns klātbūtne vai to trūkums ūdenī var tieši ietekmēt dzīvo organismu attīstību.
            6.2.8. Biogēnie elementi

              Par biogēnajiem elementiem ūdeņos apzīmē slāpekļa savienojumus -neorganiskos jonus (NH4+, NO2+, NO3-) un slāpekļa organiskos savienojumus, fosfora savienojumus-neorganiskos (PO4-3, polifosfātjonus) un organiskos savienojumus, kā arī dzelzs un silīcija savienojumus to dažādajās oksidēšanas pakāpēs un atrašanās formās, ņemot vērā to lielo nozīmību dzīvības procesu nodrošināšanā ūdenstilpnēs.
              Amonjaks (amonija joni) veidojas ūdenskrātuvēs, sadaloties organiskajām slāpekli saturošām vielām heterotrofo baktēriju darbības rezultātā. Tomēr biežāk tā satura līmeņus nosaka organisku atkritumu (vircas, notekūdeņu, ekskrementu), sadzīves un rūpniecisko atkritumu ieplūde ūdenskrātuvēs. Sadaloties organiskajām vielām, kā starpprodukti veidojas relatīvi daudz dažādu slāpekļa savienojumu, tomēr to akumulācija ūdeņos nenotiek tā kā bioloģiskā stabilitāte ir zema. Atkarībā no vides pH amonjaks ūdens vidē pastāv kā NH4+ jons (tipiski ja ūdens pH< 7) vai nedisociēts NH4OH. Amonija joni ir toksiski, īpaši ņemot vērā to iedarbību uz zivīm. Amonija joni sorbējas uz suspendētām daļiņām ūdens vidē, bet purvu ūdeņos tie var būt saistīti humusvielu skābju sāļu veidā. Amonija jonu saturs dabas ūdeņos ir ievērojami atkarīgs no bioloģisko procesu rakstura tajos un līdz ar to amonija jonu koncentrācijas ievērojami ietekmē sezonālie procesi. Tipiski vasaras sezonā notiek to intensīva akumulācija, bet ziemas laikā to koncentrācijas ūdeņos pieaug.
              Nitrītjoni (NO2-) galvenokārt veidojas kā slāpekļa savienojumu transformācijas starpprodukti - oksidējoties NH4+ vai reducējoties NO3-. Nepiesārņotos ūdeņos nitrītjoni atrodami zīmju daudzumos ( > 0,001 mg/l NO2-) un to koncentrācijas pieaugums ir būtisks piesārņojuma rādītājs.
              Nitrātjoni (NO3-) atrodami praktiski jebkādās ūdenskrātuvēs. Tīros virszemes ūdeņos nitrātjonu koncentrācija parasti ir 0,4-8 mg/l, bet piesārņotos - pat līdz 50 mg/l NO3-. Galvenie piesārņojuma avoti ir minerālmēslu izskalošanās no augsnes, organisko un neorganisko vielu pārvērtības un transformācijas procesi.
              Slāpekļa savienojumu atrašanās formas ir savstarpēji saistītas un tie var pārvērsties viens otrā. Slāpekļa savienojumu apriti nosaka mikroorganismu darbība. Galvenie procesi šajā aprites ciklā ir slāpekļa saistīšana, kura norit fotosintēzes procesā (asimilācijā). Asimilācijas rezultātā veidojas slāpekļa organiskie savienojumi. Tiem sadaloties veidojas amonjaks -amonija sāļi (amonifikācija), kuri tālāk pārvēršas par nitrātiem un nitrītiem (nitrifikācija). Nitrifikāciju var definēt arī kā organisko un neorganisko slāpekļa savienojumu oksidēšanos. Amonija jonu (slāpeklis -III) nitrifikācijas reakcijas norit vairākās starpstadijās, bet to galaprodukts ir nitrātjoni (slāpeklis V).
              2NH4+ + 3O2 ® 4H+ + 2NO3- + H2O
              NH4+ ® NH2OH ® HNO2 ® HNO3

              Slāpekļa savienojumu avots ūdeņos ir atmosfēras nokrišņi, tieša slāpekļa asimilācija un virszemes notece. Slāpekļa asimilācija notiek NO3- jonu reducēšanās rezultātā mikroorganismu iedarbībā (denitrifikācija), veidojoties N2, kā arī saistoties nogulumos.
              Nozīmīga nitrificējošo baktēriju grupa ir Nitrosomonas, kuras veic amonija jonu oksidēšanu par nitrītjoniem. Tās ir mezofīlas baktērijas, spējīgas attīstīties plašā temperatūras intervālā (1 līdz 370C) vidē, kuras pH tuvs neitrālam. Nitrītjonu oksidēšanu par nitrātjoniem veic Nitrobacter, kuru attīstības pH un temparatūras intervāls ir šaurāks. Līdz ar to, piemēram, zemā temperatūrā var akumulēties nitrītjoni. Nitrifikācijas reakcijas nenotiek anaerobā vidē, piemēram, anaerobos ūdenstilpju sedimentos. Nitrifikāciju inhibē daudzas organiskas vielas, tajā skaitā arī dabiskas izcelsmes, piemēram, tanīni, humusvielas. Līdz ar to nitrifikācijas reakcijas purvu ūdeņos tiek inhibētas.
              Denitrifikācija ir augstāk oksidēto slāpekļa savienojumu (nitrīt- un nitrātjonu) reducēšanās, veidojoties slāpeklim vai slāpekļa (I) oksīdam (N2O).

              NO3- ® NO2- ® N2O ® N2

              Denitrifikācija notiek anaerobā vidē un to veic Pseudomonas, Achromobacter, Escherichia, Bacillus, Micrococcus. Fermentam nitrogēnreduktāzei ir būtiska loma denitrifikācijas procesā.
              Fosfora savienojumu lomu ūdens vidē noritošajās reakcijās nosaka to loma hidrobiontu metabolismā un tas, ka relatīvi niecīgi fosfora daudzumi ir pieejami hidrosfērā. Salīdzinot ar citiem elementiem, kuru klātbūtne nepieciešama dzīvo organismu attīstībai (C, H, O, N, Fe, S), fosfors ir ievērojami mazāk izplatīts un līdz ar to bieži limitē dzīvo organismu attīstību. Ūdeņos fosfors var atrasties daudzu savienojumu formā. Fosfāti (H2PO4-, HPO4-2, PO4-3) palielinātos daudzumos ūdeņos nokļūst galvenokārt cilvēka saimnieciskās darbības rezultātā. Antropogēnā piesārņojuma rezultātā fosfors ūdenī nokļūst arī polifosfātu veidā. Tomēr nereti vairāk nekā 90 % no kopējā fosfora savienojumu daudzuma var atrasties organisku savienojumu veidā vai saistīts ar suspendēto vielu. Nozīmīgākie fosfora organiskie savienojumi, ir nukleīnskābes, olbaltumvielas, to degradācijas produkti, vitamīni, ATF, ADF, ogļhidrāti, to fosforskābes esteri, fosfolipīdi. Nozīmīgākie fosfora neorganiskie savienojumi, ir hidroksiapatīts, un dažādi fosfora savienojumi, kas sorbējušies uz mālu, karbonātu, dzelzs hidroksīdu daļiņām. Nozīmīga daļa fosfora savienojumu var ūdeņos atrasties arī koloīdu daļiņu veidā.
              Ņemot vērā to, ka fosfors ūdeņos var atrasties vairāku savienojumu formā, kuru bioloģiskā pieejamība ir atšķirīga, ir svarīgi noteikt ne tikai kopējo fosfora saturu, bet arī fosfora atrašanās formas. Mūsdienās tipiski analizē šādas fosfora formas: izšķīdušais reaktīvais fosfors, ar organisko vielu saistītais fosfors, ar suspendētajām daļiņām saistītais fosfors (reaktīvais un inertais).
              Silikāti dabas ūdeņos atrodami ne tikai silīcijskābes anjona (HSiO3-, SiO3-), bet galvenokārt polimēru savienojumu un koloīdu veidā. Nozīmīgākais silikātu avots ūdeņos ir silikātu minerālu dēdēšanas process. Tā kā silikātu dēdēšanas intensitāte ir stipri atkarīga no vides temperatūras, tad silta klimata joslās esošās ūdenstilpēs silīcija saturs parasti ir ievērojami augstāks nekā mērena klimata zonā. Silīcijs ir biogēns elements un to intensīvi asimilē ūdeņos esošie dzīvie organismi, galvenokārt, kramaļģes. Ja silīcija saturs kļūst zemāks par 0.5 mg/l, daudzas diatomeju sugas nespēj normāli attīstīties, respektīvi, silīcijs ūdeņos kļūst par aļģu attīstību limitējošo elementu. Ezeros silīcija saturs tipiski ir ap 5-10 mg/l, jūru un okeānu ūdeņos ap 0.5-3.0 mg/l, bet īpaši mīkstos ūdeņos var sasniegt līdz 50 mg/l SiO3-. Pazemes ūdeņos silīcija saturs var sasniegt pat 3000 mg/l. Silīcija dioksīda šķīdība pieaug, palielinoties ūdeņu temperatūrai un paaugstinoties vides pH.
              Dzelzs dabas ūdeņos var atrasties vairākās formās- jonu formā (Fe+2, Fe+3), dzelzs hidroksīdu, oksihidroksīdu veidā, kas gan var veidot ūdenī suspendētas daļiņas, gan arī var būt sorbēti uz cietu daļiņu virsmas, koloīdu daļiņu veidā, kā arī humīnskābju un fulvoskābju sāļu veidā. Dzelzs savienojumu likteni ūdens vidē ietekmē oksidēšanās reducēšanās procesi skābekļa klātbūtne.
            6.2.9. Ūdeņu dabiskās izcelsmes organiskās vielas

              Bez ūdeņu neorganiskajiem ingredientiem to sastāvā ietilpst vesela rinda organisko vielu: cukuri, skābes, karbonilsavienojumi, aminoskābes. Šie savienojumi rodas vai nu kā dzīvo organismu darbības produkti, vai arī to sadalīšanās rezultātā. To koncentrācija nepiesārņotā vidē ir daži mikrogrami līdz miligrami litrā, tomēr piesārņotos ūdeņos to koncentrācija var pieaugt vairākus simtus reižu un līdz ar to tās uzskatāmas par būtiskiem piesārņojuma indikatoriem. Ievērojami lielākos daudzumos dabas ūdeņos atrodamas humusvielas. Šīs vielas ir polimēri savienojumi, kuru sastāvā ietilpst fenolkarbonskābes, cukuri, aminoskābes, kuru iespējamo sastāvu veido lignīna, aminoskābju, cukura atlikumi.
            6.3. Pasaules okeāns


            Pasaules okeāns ir lielākā hidrosfēras sistēma, specifiska elementu migrācijas, izkliedes un koncentrēšanās vide, kurā nonāk ievērojama daļa iežu un minerālu dēdēšanas produktu, kura riftu zonās, zemūdens vulkānu un karsto avotu izplūdes vietās nemitīgi papildinās ar Zemes garozas dziļāko horizontu un augšējās mantijas materiālu, it īpaši ar tā viegli gaistošajiem komponentiem, ieskaitot pašu ūdeni.
            Pasaules okeāna ūdens ir komplicēts daudzkomponentu šķīdums, tā vidējais sāļums ir 35 g/l jeb 350/00 (promilles) - apmēram tējkarote sāls glāzē ūdens. Precīzāks sāļuma formulējums nosaka, ka sāļums ir 1 kg jūras ūdenī izšķīdušo neorganisko vielu masa pēc tam, kad viss broms un jods ir aizvietots ar ekvivalentu hlora daudzumu un visas organiskās vielas ir pilnīgi oksidētas. Svarīgs sāļuma raksturojums ir arī hlorainība (hlora saturs gramos 1 kg jūras ūdens), starp sāļumu un hlorainību pastāv sakarība S=0,03+1,8050 Cl. Ja pasaules okeāna vidējais sāļums ir 350/00 , tad hlorainība 190/00. Kopīgā izšķīdušo sāļu masa ir 4,8.1016 t, šim sāļu daudzumam vienlaicīgi izgulsnējoties, izveidotos 30 m biezs sāļu slānis. Zemes vēsturē lieli jūras baseini iztvaikojuši vairākkārt, par to liecina biezie sāļu slāņi.
            1873./76. g. angļu okeanogrāfiskā ekspedīcija ar kuģi Challenger pirmo reizi sastādīja daudzmaz precīzas okeānu kartes, noteica Pasaules okeāna platību, tā vidējo dziļumu, kā arī ievāca analīzēm lielu skaitu okeāna ūdens paraugu, lai risinātu tādu pat uzdevumu, kā agrīnajos atmosfēras pētījumos: pārbaudīt, vai Pasaules okeāna sāļu sastāvs dažādās vietās ir identisks vai atšķirīgs. Savākto paraugu analīze parādīja, ka okeāna sāļu sastāvs ir tikpat nozīmīga ģeoķīmiska konstante kā atmosfēras gāzu sastāvs. Absolūtais ūdens sāļums gan atkarībā no dziļuma, ģeogrāfiskā platuma u.c. apstākļiem mainās, bet sāļu attiecības paliek nemainīgas.
            Vertikālā okeāna griezumā izdalās 2 ūdens slāņi. Augšējais ir samērā neliels - daži simti metru ar vienmērīgu sāļuma un temperatūru sadalījumu konvekcijas un turbulences dēļ. Apakšējā slānī temperatūra ar dziļumu pazeminās, palielinās blīvums (attēls 74).

            Attēls 74. Temperatūras, sāļuma un skābekļa sadalījums Pasaules okeāna vertikālajā griezumā

                Visaugstākais vidējais sāļums ir Atlantijas okeānā (36,3‰). Polārajos rajonos augšējie slāņi ir mazāk sāļi, turpretī mērenajā un tropu joslā augstāks sāļums raksturīgs pašai augšējajai daļai (iztvaikošana), seko slānis ar zemāku sāļumu, tālāk līdz apm. 2500-3000 m seko pakāpenisks sāļuma pieaugums, bet dziļāk tas atkal nedaudz samazinās. Kontrastaināks ir iekšējo jūru sāļums - Sarkanajā jūrā un Persijas līcī tas sasniedz 41‰, Melnajā jūrā virsdaļā 18‰, dziļāk līdz 22‰, Baltijas jūrā augšdaļā 5‰, dziļāk līdz 14‰. Jāatzīmē, ka no Pasaules okeāna samērā izolētajā Baltijas jūrā sakarā ar lielo upju saldūdeņu pieteci atšķiras ne vien kopīgais sāļums, bet arī sāļu attiecības.
            Izejot no pa�reizējā upju noteces apjoma, var aprēķināt, ka visi Pasaules okeāna sāļi it kā ir sanesti mazāk nekā 100 milj. gadu laikā, daži elementi pat tikai desmitos tūkstošos gadu (Si). Tomēr bez pieneses pastāv arī patēriņš - izgulsnēšanās, izšļakstīšanās atmosfērā. Līdz ar to okeāns ir ne tikai elementu akumulētājs, bet gan stacionāra dinamiska sistēma, kurā ienese ir tikpat vai gandrīz tikpat liela kā iznese.
            Ar karbonātu sistēmu visciešākajā veidā ir saistīta CaCO3 izgulsnēšanās. No ūdens anjoniem Ca2+ vismazāk šķīstošo savienojumu veido ar CO32-: Ca2+ + CO32- ® CaCO3. CO2 satura palielināšanās sekmē CaCO3 šķīšanu, jo palielinās HCO3- koncentrācija [H2O+CO2®H2CO3+CaCO3®Ca(HCO3)2], savukārt CO2 samazināšanās sekmē H+ daudzuma samazināšanos un CO32- koncentrācijas pieaugumu, kas sekmē kalcija karbonātu izgulsnēšanos [Ca(HCO3)2®CaCO3+H2O+CO2]. CO32- koncentrācijas palielināšanos sekmē - pH paaugstināšanās, temperatūras paaugstināšanās, ūdens sāļuma palielināšanās. Parastais okeāna ūdens ir piesātināts ar CaCO3, bet zemos platuma grādos ar augstu ūdens temperatūru, intensīvu fotosintēzi, ievērojamu iztvaikošanu tas ir pat pārsātināts. Visproduktīvākā karbonātu veidošanās zona ir 0-400 m dziļumā, tajā notiek kā ķīmiska, tā, galvenokārt, bioķīmiska kalcija karbonāta izgulsnēšanās caur planktona un bentosa organismiem ar kalcīta skeletu. Dziļāk, ar CO2 bagātākos ūdeņos daļa kalcīta atkal izšķīst.
                Ogļskābās gāzes kontrole pār kalcija karbonātu izgulsnēšanos labi saskatāma ne tikai Pasaules okeānā, bet arī Latvijas saldūdens kaļķiežu ģenēzē. Visintensīvākā to veidošanās ir notikusi vissiltākajā pēcleduslaikmeta klimatiskajā posmā - atlantiskajā laikā, kad CO2 koncentrācija ūdeņos to augstākās temperatūras dēļ bija salīdzinoši zemāka. Pašlaik saldūdens kaļķiežu veidošanās pie mums notiek ļoti nelielos apjomos, bet arī to regulē CO2. Kalcīts izkrīt, piemēram, dažās aukstu kalcija hidrogēnkarbonātu pazemes ūdeņu izplūdes vietās Zemes virspusē, tiem sasilstot un līdz ar to zaudējot CO2. Īpaši labvēlīgi apstākļi ir tur, kur šie ūdeņi izplūst nelielu, lejupkrītošu strūkliņu veidā, kuras krītot vēl sadalās atsevišķos pilieniņos, tādējādi palielinoties ūdens virsmai, kas sekmē straujāku ogļskābās gāzes izdalīšanos. Šādi bija veidojusies pazīstamā Staburaga klints Daugavas krastā, šādi vēl tagad aug Mazais Staburags pie Raunas.
                Sērūdeņraža saturs Pasaules okeāna ūdeņos ir 0-22 ml/l. Atklāta tipa jūrās tas ir ģeoķīmiski maznozīmīgs komponents, lielāka loma tam ir izolētās ūdenstilpēs un dziļūdens apstākļos. Galvenās atrašanās formas ir H2S molekulas un hiposulfīda HS- joni. Avoti ir divi bioķīmiski procesi - jūras ūdens sulfātu reducēšanās un sēru saturošo organismu atlieku sadalīšanās, no tiem lielāka nozīme ir pirmajam ar īpašas baktēriju Microspira grupas līdzdalību: 2SO42- + 4C + 3H2O ® 2H2S + HS- + CO2 + 3HCO3-. Process norisinās tikai bezskābekļa apstākļos ievērojama daudzuma organisko vielu klātbūtnē - izolētās jūrās, arī pazemes ūdeņos, dažos ezeros. Sulfātreducēšanās ļoti izteikta ir Melnajā jūrā, kuras lielākā daļa, sākot no 100-200 m dziļuma, ir saindēta ar sērūdeņradi. Upju saldūdens pieplūdes dēļ šeit notiek ūdens stratificēšanās pēc blīvuma, kas apgrūtina skābekļa apmaiņu dziļākajos slāņos. Tas pats novērojams Kaspijas jūras dienvidu daļā, dažos Norvēģijas fjordos, periodiski arī par dažos Baltijas jūras rajonos. Uzskata, ka sērūdeņraža areāli varētu tikt uzskatīti par primārā bezskābekļa okeāna modeļiem.
            Silīcija (Si[OH]4 un Si[OH]3O-) vidējais saturs Pasaules okeāna ūdenī ir 3mg/l, un attiecībā pret šo elementu ūdens ir nepiesātināts. Sadalījumā novērojama zināma vertikāla zonalitāte - augšējos 300 m Si ir ļoti maz, ~1mg/l, dziļāk tā daudzums sasniedz 5 mg/l. Zemo silīcija saturu augšējos slāņos nosaka tā intensīvais bioķīmiskais patēriņš ar uzkrāšanos radiolārijās un diatomejās.
            Ar bioģenēzi cieši saistīts arī fosfora sadalījums. Pašā okeāna (jūras) ūdens virsējā slānī fosfora ir maz, jo to intensīvi patērē planktons, it īpaši vasaras mēnešos. Pēc A.Vinogradova datiem pašā virsējā daļā P ir 8-10 mg/l, 500 m dziļumā 50-60 mg/l, bet 3000 m - >80 mg/l. Šādu daudzuma palielināšanos nosaka atmirušā planktona grimšana, tādējādi ienesot dziļākajos slāņos virspusē akumulēto fosforu. Dziļumā aukstajos, ar ogļskābi un hidrogēnkarbonātiem bagātajos ūdeņos, neskatoties uz paaugstinātajām P koncentrācijām, fosfātu minerāli neveidojas, toties 100-200 m dziļumā, kur P koncentrācijas gan ir zemākas, bet ūdeņi siltāki, notiek daļēja kalcija bikarbonāta sadalīšanās un reakcija ar PO43- un F- anjoniem:
            5Ca(HCO3)2 + 3(PO43-) ® Ca5(PO4)3F + 10CO2 + 5H2O
            Īpaši intensīva fosforītu (apatīta) veidošanās notiek apvelinga vietās, kur no okeāna dzīlēm augstākos horizontos paceļas ar CO2 un fosforu bagātie ūdeņi.
                Elementu koncentrēšanās klarkus okeānā attiecībā pret cieto Zemes garozu sauc par talasofīliju. Vislielākā tā ir hloram (111), ūdeņradim (71), bromam (30). Maza talasofīlija ir dzelzij (1.10-6), Si (1,6.10-6), Ba (3. 10-5), P, Ni (5. 10-5). Okeānā uzkrājas labi šķīstošus sāļus veidojošie elementi (Na, Cl, Br), to atrašanās laiks okeānā ir simti miljonu gadu un vairāk, turpretī elementi, kas viegli veido nešķīstošus savienojumus, okeānā uzturas īsu laiku.
            Pasaules okeāns ir arī ļoti nozīmīga daudzu ķīmisko elementu sedimentācijas vide, norisinoties kā mehāniskiem, tā fizikāli ķīmiskiem un bioķīmiskiem procesiem. Uzduļķotajiem upju sanešiem, nonākot jūrā, uzreiz jāparvar divas barjeras - mehāniskā un ģeoķīmiskā. Samazinās straumes ātrums, izkrīt smagākās daļiņas, pastāv arī paisuma-bēguma cirkulācija, kas neļauj duļķi aiznest tālu okeānā. Saldūdens un sāļūdens fronte veido lielu ģeoķīmisku barjeru, kuru pārvar tikai neliela daļa upju sanešu, šeit notiek koagulācija un flokulācija.
            Pasaules okeāna ūdens ļoti būtiski iespaido ne vien nogulsnēšanās procesus, bet arī nogulu diaģenētiskās izmaiņas - to sablīvēšanos, cementēšanos, jonu apmaiņas reakcijas, elementu difūziju, minerālu un iežu atlūzu ķīmiskās izmaiņas (sadalīšanos, šķīšanu, jaunu fāžu veidošanos).
            6.4. KontinentU ŪdeŅi

            Lielākā daļa kontinentālo ūdeņu veidojas no mazmineralizētiem atmosfēras nokrišņiem. Nokrišņu ūdeņi (ieskaitot sniega kušanas ūdeņus) sakrājas reljefa pazeminājumos, un to lielāko daļu upes un īslaicīgas ūdensplūsmas ienes Pasaules okeānā, bet daļa nokrišņu ūdeņu papildina pazemes ūdeņus. Par galvenajiem kontinentālo ūdeņu mineralizācijas avotiem jāuzskata: šķīstošie magmatisko un metamorfo iežu dēdēšanas produkti, nogulumieži, kas satur šķīstošus komponentus (karbonāti, sulfāti, hlorīdi), iežos, augsnē, dēdējumgarozā izkliedētie sāļi. Kontinentālo ūdeņu sastāvu dažviet būtiski ietekmē arī vulkānu izvirdumi (H2S, HCl, NH3, BH3).
            Vairumam pasaules upju ūdens mineralizācija nepārsniedz 500 mg/l. Upju ūdeņu sastāvs ir pakļauts noteiktām sezonālām izmaiņām - visvairāk sāļu tie satur ziemā, kad upes barojas g.k. no gruntsūdeņiem, vismazāk palu un lietus laikā. Upju ūdeņos ķīmiskie elementi sastopami ne tikai īstos šķīdumos, bet arī sīkdispersas duļķes veidā, tā migrē lielākā daļa Fe, Si, Al, Mn u.c. elementu. Savukārt jūrās pa laikam ir sastopamas saldūdens plūsmas - upes sāļūdens krastos. Ir zināms, ko no šādām plūsmām senie grieķi ieguvuši dzeramo ūdeni.
              Upes ir uzskatāmas par vienu no galvenajiem faktoriem, kas veic vielu transportu no kontinentiem uz okeāniem. Vienlaikus apdzīvotās vietas bieži ir novietotas pie upēm, kam ir arī liela loma piesārņojošo vielu transportā. Visi šie procesi ietekmē upes ūdeņu ķīmisko sastāvu.
              Galvenais faktoru komplekss, kas nosaka upju ūdeņu ķīmiskā sastāva specifiku, ir:
              1)relatīvi ātra upes ūdeņu nomaiņa tās gultnē, kā rezultātā mijiedarbības laiks ar upes gultni veidojošajiem iežiem ir niecīgs;
              2)ūdens sastāva veidošanās notiek zemes garozas virsējos slāņos;
              3)ūdens režīms upēs stipri atkarīgs no klimatiskajiem un meteoroloģiskajiem apstākļiem;
              4) ūdeņu viegla mijiedarbība ar atmosfēru;
              5) liela bioloģisko faktoru ietekme uz ūdens sastāva veidošanos.
              Tātad upju ūdeņus raksturo relatīvi zema mineralizācija, ūdens sastāva sezonālās izmaiņas, augsts izšķīdušo gāzu saturs. Tā kā upes pasaulē atrodas atšķirīgās klimata joslās ar atšķirīgu to baseina ģeoloģisko uzbūvi, tad upju noteci raksturojošie lielumi un, piemēram, suspendēto vielu saturs upju ūdeņos visai ievērojami atšķiras.
              Upju ūdeņus pēc to mineralizācijas var iedalīt četrās grupās:
              1) ar mazu mineralizāciju < 200 mg/l,
              2) ar vidēju mineralizāciju 200 - 500 mg/l,
              3) ar paaugstinātu mineralizāciju 500 - 100 mg/l,
              4) ar augstu mineralizāciju > 1000 mg/l.
                Lielākai daļai pasaules upju mineralizācija ir visai zema (25. tabula), un to vidū īpaši jāatzīmē tropiskā reģiona upju niecīgā mineralizācija.
              Upēm ir liela nozīme suspendēto vielu transportā. Kopējais suspendēto vielu transporta apjoms tiek vērtēts uz 10 . 109 tonnu/gadā, vienlaikus faktiskais kontinentu erozijas apjoms ir ievērojami lielāks, jo ievērojama daļa suspendētās vielas tiek aizturēta upju baseinos. Galvenais faktors, kas nosaka suspendēto vielu noteci ar upju ūdeņiem, ir konkrētās upes baseina ģeoloģiskā uzbūve un upes morfometrijas. Cilvēka darbības rezultātā suspendēto vielu notece var gan pieaugt, gan samazināties. Suspendēto vielu noteces izmaiņas var izraisīt tādas darbības kā: a)mežu izciršana; b)zemes lietojuma rakstura izmaiņas; c)hidrobūvju izveide; d)upes krastu stabilizācija.
              Lielākai daļai upju ir mazs un vidējs hidrogēnkarbonātu, kā arī kalcija jonu saturs. Upju ūdeņiem raksturīgs šāds jonu izkārtojums to koncentrāciju izmaiņu secībā:

              HCO3- > SO4-2 > Cl-
              Ca+2 > Mg+2 > Na+ > K+

              Ļoti nozīmīgs ir jautājums par organisko vielu saturu līmeņiem Latvijas upēs. Organiskās vielas var veidoties gan eitrofikācijas, gan antropogēnā piesārņojuma rezultātā, gan ieplūstot purvu ūdeņiem. No purviem plūstošo upju ūdeņi parasti ir ar ļoti zemu mineralizāciju, augstu organisko vielu saturu un dabiski skābu vidi.
              Upēm ir trīs galvenie to barošanās avoti:
              1) virszemes ūdeņi,
              2) pazemes ūdeņi,
              3) atmosfēras nokrišņi.
              Atkarībā no dominējošā ūdeņu pieplūdes avota var būtiski mainīties ūdens sastāva atkarība no sezonas. Cits būtisks faktoru kopums ir baseina specifika.
              Upju ūdeņu mineralizācijas izmaiņas gada laikā lielā mērā ir saistītas ar noteces izmaiņām. Notecei pieaugot, mineralizācija samazinās un otrādi. Tas pats attiecas uz nozīmīgāko ūdeņu neorganisko sastāvdaļu koncentrāciju izmaiņu raksturu.
              Upju ūdeņus raksturo to sastāva zināma neviendabība, kas var izpausties pa upes teci, tās platumā un arī dažādos dziļumos. Ūdens sastāva neviendabību nosaka:
              1) virszemes noteces izmaiņas (upes pietekas);
              2) gruntsūdeņu pieplūdums;
              3) augšņu sastāvs.
              Ūdens sastāva neviendabība spilgti izpaužas upēs, kuras ir garas un šķērso ģeoloģiski atšķirīgas zonas, piemēram, Daugava, Volga. Neviendabīgums upes sastāvā tās platumā izpaužas retāk, un tā avots var būt pieteku, ar stipri atšķirīgu sastāvu, ieplūšana upē.
              Ūdeņu sastāva vertikālā neviendabība var izpausties upēs ar lēnu straumes ātrumu, ja būtiska ir gruntsūdeņu pieplūdes loma, vai arī upju grīvās, pretstraumju gadījumā. Latvijā šāda situācija vērojama pie Lielupes un Daugavas (mazākā mērā arī citām upēm) ieplūšanas jūrā. Šajā gadījumā upes gultnei tuvākajos horizontos tipiski pieaug ūdenī izšķīdušo sāļu saturs un upes ūdeni izspiež jūras ūdeni.
              Izšķīdušo gāzu saturs upju ūdeņos saistās ar dzīvo organismu attīstības procesiem.
                Upju ūdeņu mineralizācija ir atkarīga no sezonālo procesu rakstura un mainās gada laikā atkarībā no upes barošanās režīma. Pieaugot virszemes notecei, ūdeņu mineralizācija samazinās, bet, pieaugot pazemes ūdeņu pieplūdei, tā pieaug.
              Skābekļa saturs vasarā un pavasarī sasniedz maksimālās vērtības 10 - 12 mg/l, jo tas rodas intensīvas aerācijas procesu un fotosintēzes rezultātā. Ziemā, zem ledus segas, skābeklis intensīvi tiek patērēts organisko vielu sadalīšanai, ūdens organismu dzīvības procesu nodrošināšanai. No otras puses, pieplūstošie gruntsūdeņi ir nabadzīgāki ar skābekli.
              Citāda ir CO2 satura izmaiņas dinamika. Tās relatīvi daudz var būt ziemas periodā (10 - 20 mg/l), kad tā veidojas, oksidējoties organiskajām vielām, un ieplūst ar pazemes ūdeņiem, bet vasaras laikā CO2 intensīvi tiek patērēts fotosintēzē.
              Upju ūdeņu pH ir 6,5 - 8,5. Gadījumā, ja upēs ieplūst purvu ūdeņi, pH var pazemināties līdz 6,0.
              Upju noteces apjoms raksturo upju sāļu, suspendēto vielu, gāzu bilanci, kā arī antropogēnā piesārņojuma apjomu.
            Visai daudzveidīga ir ezeru ūdens mineralizācija. Humīdajā zonā ezeru ūdens ir maz mineralizēts, bet arīdajā zonā ezeri mēdz būt stipri mineralizēti (līdz 200 g/l), nereti ar ļoti savdabīgu sāļu sastāvu (sodas ezeri), tomēr parasti dominē Cl- un SO42-. Ezeru ūdeņi ir īpaši jūtīgi pret antropogēno piesārņojumu.
              Lai gan ezeru ūdeņi veido tikai ap 0.01 % no kopējiem Zemes ūdeņu resursiem, to loma cilvēku dzīvē ir liela. Ezeru ūdeņus izmanto ūdens ņemšanai, rekreācijai, zivsaimniecībai. Vienlaikus ezeri ir ļoti lielā mērā pakļauti cilvēka ietekmei. Tā kā ezeri nereti ir relatīvi nelielas ūdenstilpes, tie var visai ātri izmainīties un iet bojā- aizaugt, pārpurvoties.
              Galvenais faktors, kas nosaka ezeru ūdens sastāvu, ir to caurteces režīms. Atbilstoši tam pēc šīs pazīmes ezerus var iedalīt 3 grupās:
              1) ezeri, kuros notiek intensīvi ūdensapmaiņas procesi;
              2) beznoteces ezeri;
              3) ezeri, kuru notecei ir sezonāls raksturs.
              Galveno jonu izkārtojums ezeru ūdeņos to satura samazināšanās secībā ir šāds:
              HCO3- > SO4-2 > Cl-
              Ca+2 > Mg+2 > Na+ + K+
              Ezeru ūdeņu jonu sastāvs viennozīmīgi saistāms ar to sastāva veidošanās procesiem. Galvenie ūdeņu ķīmiskie ingredienti ir iesaistīti šo vielu bioģeoķīmiskās aprites ciklos, kuru rezultātā izmainās attiecīgo elementu atrašanās formas.
              Īpaši liela loma ezeru ūdeņu sastāva veidošanās procesos ir oglekļa apritei. Atmosfēras gaisa CO2 izšķīst ūdenī, veidojot ogļskābo gāzi un karbonātjonus. Fotosintēzes procesu rezultātā karbonātjoni un ogļskābe pārvēršas par oglekļa organiskajiem savienojumiem un iekļaujas dzīvo organismu sastāvā. Pēc hidrobiontu atmiršanas to paliekas ir pakļautas destrukcijas aerobajiem procesiem ūdeņu augšējos slāņos, kuru rezultātā izveidojas organiskās vielas, CO2, humusvielas. Lielākā daļa organisko vielu izkrīt un ūdenstilpes dūņu fāzē, anaerobos apstākļos sadalās, izdalot CH4 un CO2. Metāns, savukārt, ūdenstilpju augšējos horizontos oksidējas par CO2. Līdzīgs ir arī sēra, slāpekļa, fosfora, kā arī mikroelementu cikls ezeru ūdeņos.
              Ezeru ūdeņiem raksturīgs to sastāva neviendabīgums atkarībā no dziļuma. Atšķirības bioķīmiskajos un ķīmiskajos procesos, kā arī mehāniskie faktori (ūdens sajaukšanās) nosaka dažādu ūdens sastāvu dažādos dziļumos atkarībā no gadalaika - ezeru ūdeņu stratifikāciju. Visbūtiskāk stratifikācija raksturīga nelieliem ezeriem, bet lielos ezeros liela loma ir ūdens mehāniskās sajaukšanās procesiem. Īpaši raksturīga ir stratifikācijas procesu ietekme uz HCO3- un CO3-2 jonu saturu. Vasarā ezera ūdeņu augšējā zonā fotosintēzes gaitā tiek patērēti lieli CO2 daudzumi. CO2 satura pazemināšanās rada sārmainu reakciju un izmaina karbonātu sistēmas līdzsvaru. Ezeru piedūņu slānī notiek organisko vielu sadalīšanās procesi ar CO2 izdalīšanos.
              Nozīmīga ir biogēno elementu daudzumu stratifikācija. Ezerā ieplūdušie amonija un nitrātjoni, kā arī gaisa slāpeklis tiek aktīvi asimilēti fotosintēzes procesu gaitā. Pēc dzīvo organismu atmiršanas to atlikumi nogrimst, kur anaerobos apstākļos sadalās, veidojot galvenokārt amonija jonus. Vasaras laikā izveidojusies ezera ūdeņu stratifikācija ziemas periodā pilnīgi izzūd.
              Ziemā zem ledus seguma fotosintēzes procesi gandrīz pilnīgi izbeidzas, tiek pārtraukta skābekļa un CO2 pieplūde no atmosfēras. Tā rezultātā pieaug ūdenī noritošo reducēšanās procesu intensitāte, pieaug CO2 saturs ūdenī un rezultātā izveidojas bezskābekļa (anoksiska) vide. Tā kā ūdenī notiek olbaltumvielu mineralizācijas procesi, ezera ūdenī uzkrājas H2S, CH4, NH3, kas vēl vairāk pazemina ūdeņu redokspotenciālu. Anoksiskā vidē notiek reakcijas, kas ievērojami atšķiras no procesiem, kas tipiski skābekļa klātbūtnē. Skābekļa trūkums un kaitīgo gāzu uzkrāšanās dažkārt noved pie zivju bojāejas. Vertikālās stratifikācijas procesi pastiprinās ūdenskrātuvēs ar nelielu gruntsūdeņu pieplūdi. Šādā gadījumā novērojama arī stratifikācija pēc temperatūras režīma.
                Cits ķīmisko un bioloģisko procesu kopums, kas tipisks ezeriem, ir eitrofikācija. Eitrofs ir atvasinājums no grieķu valodas un nozīmē "labi baroti". Ar šo vārdu apzīmē apstākļus, kad ūdenstilpē, pateicoties biogēno elementu satura pieaugumam, ievērojami palielinās bioloģisko procesu intensitāte, kas vispirms novērojama kā aļģu attīstība, organiskās vielas uzkrāšanās, un kas kopumā noved pie ievērojamas ūdens kvalitātes pasliktināšanās. Tajā pašā laikā jāatzīmē, ka eitrofikācija pamatvilcienos ir dabisks process un uzskatāma par vienu no pamatstadijām ūdenstilpes attīstības procesā.
            Ledāji un sniegāji vidēji satur 3 mg/l sāļu (ultrasaldūdeņi), nedaudz sāļāki tie mēdz būt pašā pamatnē. Ledājos ir arī sava iekonservēta atmosfēra, kas dziļākajos slāņos pārsedzošā ledus spiediena dēļ ir izšķīdināta ledū. Novērojumi Antarktīdā, kur ledāju biezums sasniedz 4 km, liecina, ka ar aci saskatāmi gaisa pūslīši redzami serdēs līdz 1 km dziļumam, dziļāku urbumu svaigās serdēs to vairs nav, bet Zemes virspusē izceltajās serdēs tie atkal drīzumā atjaunojas.


            Literatūra


            Air pollution, acid rain and the environment / Ed. K.Mallanbry / (1988), London:Elsevier.
            Airborne particles (1979). Baltimore: University Park Press
            Alloway, B.J., Ayres, D. (1993). Chemical principles and environmental pollution, London: Blackie Academic
            Berner, E.K., Berner, R.A. (1996) Global environment. Water, air and geochemical cycles, New Jersey:Prentice Hall inc.
            Bunce, N. (1994) Environmental chemistry. Winnipeg :Wuerz Publ. Ltd.
            Kļaviņš, M. (1995) Ekotoksikoloģija. Rīga: LU
            Kļaviņš, M. (1996) Vides ķīmija. Rīga:LU
            Tyler Miller, G. Jr. (1986) Environmental science. An introduction., Wadsworth Publishing Comp.
            Zakrzevski S.F. (1991) Principles of environmental toxicology. Washington:ACS

            Elektronu čaulas. Pēc elektronu čaulu uzbūves un aizpildījuma izdala 6 dažādas elementu klases.
                1. Inertās gāzes. Simetrisks 8 elektronu ārējās čaulas aizpildījums. Tās veido s- vai p- elektroni. Ķīmiski inerti elementi, visos agregātstāvokļos pastāv kā atsevišķi atomi, gandrīz neveido ķīmiskus savienojumus.


            Attēls 11. p-elementa elektronu mākoņa blīvums

            2. Stipri elektropozitīvi metāli (samērā viegli atdod elektronus). Atomi, kuriem ir par 1-3 elektroniem vairāk nekā cēlgāzu konfigurācijai. Ietilpst I un II grupa, vairums III grupas elementu (Al, Sc, Y, La, Ac). Šo elemenu ķīmiju un ģeoķīmiju gandrīz pilnīgi nosaka to katjoni.



            Attēls 12. d-elementa elektronu mākoņa blīvums

            3. Nemetāli - elementi, kuriem līdz cēlgāzes konfigurācijai pietrūkst 1-4 elektroni. Vairums veido anjonus: F, Cl, Br, J, At, O, S, Se, Te, N, P, As, C, Si. Interesants šīs klases elements ir ogleklis, kuram bez spējas atdot elektronus (CO2) piemīt arī spēja trūkstošos elektronus pievienot (CH4). Oglekļa oksidēšanās - reducēšanās reakcijām ir liela nozīme dzīvības procesos. C analogam 3. periodā vajadzētu būt Si, kuram gan dabā, izņemot retus, ekstremālus apstākļus, nav raksturīga tieksme pievienot elektronus. Ir izteikta doma, ka kaut kur Visumā varētu pastāvēt dzīvības formas uz Si bāzes. Vēl citi uzskata, ka tādas būtu iespējamas arī uz N bāzes. Dabiskos apstākļos lielas atšķirības šajā klasē ir arī starp O un S, pēdējam savienojums ar ūdeņradi (H2S) ir ievērojami mazāk stabils nekā H2O. Sērs, atšķirībā no skābekļa, spēj veidot katjontipa (S6+ sulfātos) savienojumus.
            4. Pārejas metāli - elementi ar neaizpildītu d- slāni. Ķīmiskajās saitēs izmanto priekšpēdējās čaulas d- elektronus. No parastajiem elektropozitīvajiem metāliem atšķiras ar mainīgu vērtību, viegli veido kompleksus jonus, neitrālas molekulas ar kovalento saiti. Ietilpst 3 elementu rindas:
            Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni
            Zr, Nb, Mo, Tc, Ru, Rh, Pd
            Hf, Ta, W, Re, Os, Ir, Pt
            5. Lantanoīdi, aktinoīdi. 14 elementu aiz lantāna un elementi aiz aktīnija, veido savienojumus, kur atomiem ir neaizpildīti d- un f- slāņi. Visi lantanoīdi, 14 elementi (57-71) no La līdz Lu veido 3-vērtīgus katjonus, ķīmiski zināma radniecība ar Y un Sc. Lantāns atkārto skandija un itrija atomu uzbūvi ar 3 valences elektroniem. Arī pārējiem lantanoīdiem ir 3 ārējie valences elektroni, pārējie aizpilda zemākos līmeņus. Pašā lantanoīdu plejādē ir zināma 8 elementu periodiskuma imitācija. Astotais lantanoīds ir gadolīnijs (Gd), kas nosacīti ieņem cēlgāzes (neona, argona) vietu. Pirms gadolīnija novērojama valences pazemināšanās -divvērtīgie eiropijs un samārijs (Eu, Sm), gadolīnijam sekojošā terbija valence var būt par 1 vienību lielāka (ir oksīds Tb4O7). Lantanoīdu elektronu čaulu uzbūves līdzība nosaka to kopīgo atrašanos dabā, kā arī lielas grūtības to tehnoloģiskā sadalīšanā. Lantanoīdu rindā ir vēl viena interesanta īpatnība - elementiem, kuri ir vienādi attālināti no gadolīnija, ir vienāda sāļu krāsa (attēls 13).





            Attēls 13. Lantanoīdu sāļu krāsas

            6. Blakus apakšgrupu metāli. Priekšpēdējā čaulā 18 elektroni, ārējā 1-3 elektroni. 18 - elektronu konfigurāciju reizēm sauc par inerto gāzu čaulas pseidokonfigurāciju. Cu, Ag, Au, Zn, Hg, Ga, In, Tl. Var būt dažāda valence, jo saites veidošanā piedalās arī d- slāņa elektroni. Tā Cu, piemēram, var būt +1 vērtīgs, kā arī +2 vērtīgs ar 17 elektronu čaulu. Šīs grupas elementiem piemīt zināma tieksme veidot tīrradņus (Cu, Ag, Au).

            2.2. ĶĪMISKO ELEMENTU IZCELŠANĀS (Lielais Sprādziens)
                Viss ir sācies ar grandiozu eksploziju, t.s. Lielo Sprādzienu (LS). LS koncepcijas pirmsākumi meklējami pirms apm. 80 gadiem, kad A.Einšteins pamatoja relativitātes teoriju. Neilgi pēc tam ASV astronoms E.Habls atklāja, ka tālo galaktiku starojuma spektrāllīnijas ir sistemātiski nobīdītas uz spektra sarkano galu, no kā secināja, ka galaktikas mums novērojamajā Visuma daļā (Metagalaktikā) attālinās un ka pirms 10-20 miljardiem gadu visa Metagalaktikas matērija ir bijusi sakoncentrēta neiedomājami mazā tilpumā (punktā), kas eksplodējis, sadaloties neskaitāmās šķembās, kuras aizlidojušas Visuma telpā un vēl arvien turpina attālināties - turpinās Metagalaktikas izplešanās.
                Tātad saskaņā ar pašlaik valdošo kosmogonisko modeli 10-20 miljardu gadu senā pagātnē telpā, kura, domājams ir bijusi daudz mazāka par jebkuru zināmo elementārdaļiņu un kuru fiziķi nosacīti sauc par punktu (izmēri 0 cm), ir koncetrēta neaptverami milzīga enerģija. Matērijas blīvums šajā punktā ir pārsniedzis 1093g/cm3 (Planka blīvums - vislielākais fizikai pazīstamais blīvums). Kaut kādu pagaidām neizzinātu faktoru dēļ šis “punkts” eksplodē, matērija sāk izplesties.
                Laika intervālu no sprādziena brīža līdz 300000 gadiem sauc par plazmas periodu, kurā no Visuma tālākās eksistences viedokļa īpaši nozīmīgas ir dažas pirmās minūtes, kad norisinājušies Visuma vieliskā komponenta veidošanās pamatprocesi. Samazinoties temperatūrai un palielinoties tilpumam, radās labvēlīgi apstākļi sarežģītāku, bet stabilāku elementārdaļiņu sintēzei. Jau pēc 10-6 sek matērija pamatā sastāvēja no protoniem, neitroniem, elektroniem, un norisinājās neitronu un protonu savstarpējas pārvēršanās procesi. Ja, pastāvot augstai temperatūrai, protoni un neitroni radās aptuveni vienādā daudzumā, tad, temperatūrai pazeminoties, to attiecības mainījās, 10-6 sek perioda beigās plazmas temperatūra bija ~ 1013 K, kas atbilst protona mieramasai, un protoni bija 85, bet neitroni 15 %. 1 sek periodā temperatūra pazeminājās līdz 1010 K, kas atbilst elektrona mieramasai, bet 15 min periodā līdz 3.108 K, kas jau atļāva pastāvēt vienkāršiem saliktajiem (protonu-neitronu) kodoliem. Viela šajā laikā sastāvēja no 42He kodoliem (20-30 % no kopējā daudzuma), nedaudz 21H un 32He kodolu, vēl nedaudz 63Li un 74Be kodolu. Neizreaģējuši, brīvi bija palikuši apmēram 70-75 % protonu, kas, piesaistot brīvos elektronus, izveidoja ūdeņradi 11H. Tālāk sintēze turpināties vairs nevarēja, jo vielas temperarūra un blīvums jau bija par maziem. Turpmākais elementu sintēzes process varēja notikt tikai zvaigznēs. Visu plazmas periodu Visuma matērijā liela loma bija karsta starojuma kvantiem, kuri ļoti enerģiski iedarbojās uz pirmatnējo vielu, lai gan kodolu līmenī to vairs izmainīt nespēja. Plazmas perioda beigās starojums atdalījās no vielas, un varēja izveidoties neitrāli atomi. No vielas atdalījies starojums kā t.s. Visuma reliktstarojums pastāv vēl arvien, tā intensitāte atbilst 3 K silta absolūti melna ķermeņa starojumam.


                Attēls 14. Visuma reliktstarojuma fons

                Jau plazmas periodā, pieaugot Metagalaktikas izmēriem, sāka izpausties izplešanās neviendabīgums, un radās pirmatnējie matērijas sabiezējumi. Apmēram pēc 4 miljardiem gadu iedegās pirmās zvaigznes - no ūdeņraža un hēlija sastāvoši kosmiskās vielas sabiezējumi, kas pašgravitācijas iespaidā sarāvās, izdalītā gravitācijas enerģija pārvērtās siltumā, un, pieaugot zvaigznes dzīlēs temperatūrai un spiedienam, pamazām radās kodolsintēzes reakcijām labvēlīgi apstākļi.
                Ja zvaigznes masa ir pietiekami liela, pirmie tās kodolā izdeg protoni, pārvēršoties hēlija kodolos (a daļiņās), kuriem degot, savukārt, veidojas oglekļa kodoli, no tiem skābekļa u.t.t., līdz Fe kodoliem. Kodolreakciju ātrums un zvaigžņu mūza ilgums ir atkarīgi no zvaigznes masas - jo tā lielāka, jo mūžs ir īsāks. Lielas zvaigznes savu pastāvēšanu bieži beidz ar grandiozu eksploziju, izmetot starpzvaigžņu vidē kā tās mierīgās degšanas laikā sintezētos elementus, tā arī eksplozijas gaitā jaunradušos, ieskaitot tehnēciju. Tādā veidā ir izveidojušies visi dabā sastopamo ķīmisko elementu stabilie izotopi - visas vieliskās pasaules pamats. Supernovu (pārnovu) eksploziju triecienvilnis sajauc un saspiež starpzvaigžņu vidē izkliedēto vielu, radot jaunus tās sabiezējumus un ierosinot jaunu zvaigžņu veidošanos. Šo jauno zvaigžņu degšana noris straujāk, jo to smagie elementi darbojas par kodolsintēzes katalizatoriem. Mūsu Saule arī ir šāda otrās paaudzes zvaigzne. No apkārtējā, zvaigznē neiesaistītā gāzes un putekļu mākoņa ar laiku var izveidoties sabiezinājumu diski, no kuriem kondensējas planētas.
                Kā turpināsies Metagalaktikas evolūcija? Pastāv vairāki varianti. Viens no tiem prognozē, ka pēc daudziem miljardiem gadu Metagalaktika sasniegs savus maksimālos izmērus un sāksies pretējs process - saraušanās, nepārtraukti pieaugot temperatūrai un blīvumam, apgrieztā secībā norisināsies vielas atgriešanās superblīvā stāvoklī, lai pēc tam sāktos jauns attīstības cikls, Metagalaktika it kā pulsēs ar daudzmiljardu gadu periodu. Pēc cita, t.s. atvērtās pasaules varianta Metagalaktikas izplešanās turpināsies mūžīgi. Izsmēlušas kodoldegvielas resursus nodzisīs gan pašreizējās, gan vēl nedzimušās zvaigznes, Metagalaktikas zvaigžņu ēra beigsies, tas varētu notikt pēc apmēram 1014 gadiem - pēc 10000 reižu ilgāka laika nekā pagājis kopš Lielā Sprādziena. Tomēr iespējama arī Visuma attīstība pēc mūsdienu fizikai pagaidām vēl pilnīgi nezināmām likumsakarībām. 

            4.3. Zemes radioaktivitāte

            Zemes garozā pašlaik zināmi ap 20 ilgmūžīgi (238U, 235U, 232Th, 40K, 130Te, 180W, 124Sn u.c.) un 34 īsmūžīgi radioaktīvi izotopi, kuru pussabrukšanas periodi ir dažas dienas vai pat tikai sekundes (daži Ac un Po izotopi u.c.). Radioaktīvo procesu sekas ir Zemes ķīmiskā sastāva izmaiņas, pēc V.Vernadska mūsdienu Zeme ķīmiskā ziņā vairs nav tāda, kāda tā bija pirms 2 miljardiem gadu. Ir aprēķināts, ka radioaktīvie procesi ikgadus kodolu līmenī tā vai citādi iespaido līdz 10 miljoniem tonnu Zemes vielas.
            Zemes radioaktīvie elementi iedalāmi primāros, kurus Zeme ir ieguvusi jau savā tapšanas laikā, un sekundāros, kuri rodas kosmisko staru iespaidā atmosfēras augšējos slāņos un daļēji nonāk uz Zemes. Radioaktīvie elementi ir sastopami dažādos iežos, maksimālās to koncentrācijas ir granitoīdos, bet minimālās ultrabāziskajos iežos. Domājams, radioaktīvie elementi ir koncentrēti galvenokārt Zemes garozā, ievērojami mazāk to ir mantijā, bet gandrīz nav kodolā. Ja visā Zemes tilpumā to saturs būtu tāds pats kā garozā, tad Zemes temperatūra būtu ievērojami augstāka, tā būtu izkusušā stāvoklī.
            Radioaktīvajā sabrukšanā alfa, beta un gamma starojuma kinētiskā enerģija pāriet siltuma enerģijā. Pašlaik maksimālo enerģijas devumu dod 238U un 232 Th, seko 235U un 40K, kopīgais producētā radiogēnā siltuma daudzums ir pietiekošs, lai veidotos magmas, pastāvētu vulkānisms, noritētu tektoniskie procesi. Tālā pagātnē Zemes radioaktivitāte bija 4-5 x augstāka. Pirms 3-4,5 miljardiem gadu galvenie Zemes radiogēnā siltuma avoti bija 40K, 235U, kuru daudzums laika gaitā ir ievērojami sarucis (attēls), zināmu daudzumu enerģijas agrāk ir producējuši tagad izmiruši īsmūžīgi izotopi, piemēram, 244Pu, 247Cm, 129J, 10Be, 26Al.

            4.4. Zemes vecums

            Elementu izotopu pētījumi ļauj atrisināt jautājumu par Zemes vecumu, šiem nolūkiem izmantojamas vairākas metodes, set visplašāk lieto t.s. "svina metodi". Ir 4 stabili Pb izotopi ar atommasām 204, 206, 207 un 208. Primārais svina izotops ir 204Pb, 3 pārējie ir radiogēni - urāna un torija sabrukšanas produkti, to saturs svina minerālos ir mainīgs. Jo agrāk šie minerāli ir atdalīti no U un Th avota, jo mazāk radiogēno izotopu satur. Ir izsekots šo izotopu un neradiogēnā 204Pb attiecību izmaiņas galveno tektoniski magmatisko ciklu veidojumos un konstatēts, ka no arhaja līdz alpīnā cikla veidojumiem 206,207,208Pb saturs ir pieaudzis vidēji par 4 %.
            Zeme nevar būt jaunāka par visvecākajiem iežiem, kādi sastopami prekembrija vairogu rajonos (Grenlande, Dienvidamerika, Antarktīda, Ukraina). Vislielākais vecums - 4 miljardi gadu - konstatēts cirkonam no Gviānas kristāliskā pamatklintāja amfibolītiem (Dienvidamerikā), tātad Zeme noteikti ir vecāka par 4 miljardiem gadu. Maksimālais Zemes vecums toties nevar būt lielāks par smago radioaktīvo kodolu vecumu, jo uz Zemes tādi nesintezējas, tikai sabrūk. Ja pieņem, ka viss 207Pb un206Pb Zemes garozas un Mēness iežos, kā arī meteorītos ir radies 235U un 238U sabrukšanas rezultātā, tad var aprēķināt šo urāna izotopu vecumu, kas ir iespējamā Zemes vecuma augšējā robeža. Pēc dažādo augšminēto objektu analīzēm smagie urāna kodoli ir veidojušies pirms 5-6 miljardiem gadu. 6 miljardi gadi iegūti, izejot no pieņēmuma, ka sākotnējā 235U un 238U attiecība bija 1:1, tomēr, kā zināms, pāru atomskaitļu izotopi ir izplatītāki par nepāru skaitļu izotopiem, tāpēc pareizāks šķiet pieņēmums, ka 235U:238U attiecība ir bijusi mazāka, domājams, 0,5, tad attiecīgais vecums ir 5,1 miljards gadu.
            Līdz ar to var pieņemt, ka Zemes viela pirms 5,1 miljarda gadu atradās tādos termodinamiskos apstākļos, kad bija iespējama dabiska smago radioaktīvo kodolu sintēze, kas Zemes apstākļos nav iespējams. Tātad Zemes patiesais vecums ir intervālā starp 4 un 5,1 miljardiem gadu. Tā precizēšanai ir izmantotas Pb radiogēno izotopu variācijas dažāda vecuma iežos, un pēc datu matemātiskās apstrādes iegūts skaitlis 4526 miljoni gadu. Jāatzīmē, ka šis skaitlis ir ļoti tuvs akmens meteorītu vecumam pēc radiogēnā svina datējumiem (4,5-4,6 miljardi gadu).

            4.5.Zemes ķīmiskā sastāva veidošanās

            Zemes vielas pirmsākumi saistāmi ar zvaigznes stadiju, kad noritēja ķīmisko elementu sintēze un sekojoša karsta diskveida gāzu (plazmas) miglāja veidošanās, kuram atdziestot, notika gāzu kondensācija ar molekulu, ķīmisku savienojumu un metālisku fāžu rašanos. Cietās putekļu daļiņas, domājams, veidojās ķīmiski aktīvo komponentu oksidēšanās ceļā un sastāvēja no metāliskās dzelzs, oksīdiem, silikātiem. Topošās planētas šāda sastāva vielu saņēma jau “gatavā veidā” no noteiktas protoplanētu gāzu-putekļu miglāja daļas. Tādējādi Zemes ķīmiskais sastāvs ir veidojies vēl pirms pašas planētas rašanās.
            Saskaņā ar kosmoķīmijas un termodinamikas atziņām planētu ķīmiskā sastāva veidošanās ir noritējusi divos etapos. Pirmajā etapā norisinājās gāzu diska atdzišana un vielas kondensācija, kuru, iespējams, iespaidoja kādas netālas supernovas uzsprāgšana. Šādā sprādzienā varēja rasties arī Saules sistēmas radioaktīvie izotopi. Izveidojās ķīmiski neviendabīgs gāzu-putekļu miglājs, jo dažādā attālumā no Saules temperatūras un līdz ar to kondensācijas apstākļi bija atšķirīgi. Otrajā etapā kondensētās daļiņas (putekļi) savācās atsevišķos sabiezējumos - protoplanētās. Saulei tuvākās planētas veidojās galvenokārt no augsttemperatūru kondensācijas produktiem, ieskaitot metālisko dzelzi. Saules vēja iespaidā ievērojama daļa gāzu-putekļu diska vieglāko komponentu tika aizdzīti uz sistēmas perifēriju, kur no tiem veidojās gigantiskās ārējās planētas, kas sastāv galvenokārt no gāzēm. Radiogēno izotopu pētījumi meteorītos liecina, ka laika intervāls starp kodolu sintēzi un planētu veidošanās procesa sākumu nav bijis ilgs, ne vairāk par 200 miljoniem gadu.
            Sākotnējā Zeme maz līdzinājās pašreizējai, bet visā tās pastāvēšanas gaitā pamatu ir veidojuši un veido samērā smagi elementi: C, O, Na, Mg, Al, Si, S , K, Ca, Ti, Mn, Fe, Ni atšķirībā no pārējā kosmosa, kur dominē H un He. Var teikt, ka mēs dzīvojam ūdeņraža-hēlija Visumā, kur smagāki elementi ir rets piemaisījums, bet tieši tajā ietilpst planētu sistēmas.
            Primārais Zemes un citu iekšējo planētu materiāls bija tuvs ogļainajiem hondrītiem, tomēr Zemes materiālā, salīdzinot ar tiem, novērojams zināms daudzu elementu, it īpaši U, Cs, C, N, Zn, Cd, Hg, In, Te, Pb, Bi, Br, J, kā arī cēlgāzu deficīts, vairums šo elementu veido gaistošus savienojumus. Var domāt, ka iekšējo planētu un meteorītu materiāls ir radies divu galveno Saules gāzu frakciju kondensācijas ceļā (3. tabula): augsttemperatūru (2000-1300 K) bez gaistošajiem komponentiem un zemtemperatūru (1300-200 K), kurā saglabāta ievērojama daļa gaistošo komponentu. Saulei tuvākās planētas sastāv no kondensāta augsttemperatūru frakcijas, bet asteroīdu gredzenā starp Marsa un Jupitera orbītām, no kurienes nākuši meteorīti, lielāka loma bija zemtemperatūru frakcijai ar augstāku gaistošo komponentu saturu. Gāzu diska perifērijā atdzišana un kondensācija notika ļoti strauji, bez kaut cik būtiskas vielas frakcionēšanās, saglabājot kā galvenos komponentus gāzes ar dominējošu ūdeņraža lomu.
            Meteorītos dominējošiem minerāliem atbilstošie savienojumi kondensējušies secībā metāliskā dzelzs -metāliskais niķelis - piroksens - olivīns - troilīts sākotnēji šķidru pilienu veidā, no kuriem atdziestot un kristalizējoties veidojās cietas lodveida daļiņas - hondras, kas ir sacietējuši Saules gāzes kondensācijas pilieni.
            Jautājumā par Zemes vielas primāro noslāņošanos metāliskā kodolā un silikātu mantijā pastāv divas dominējošas hipotēzes.


            Attēls 51. Zemes metāliskā kodola veidošanās shēma

            1. Zeme veidojusies kā ķīmiski viendabīga lode - metāliskas dzelzs un silikātu daļiņu maisījums. Drīz pēc izveidošanās sākās strauja Zemes radioaktīva sasilšana, ko izraisīja gan īsmūžīgo (244Pu, 247Cf u.c.), gan vēl tagad pastāvošo (235U, 238U, 232Th, 40K) izotopu radioaktīva sabrukšana, ar lokālu materiāla kušanu, degazāciju un vieglāko komponentu augšupejošu migrāciju. Pēc amerikāņu ģeofiziķa F.Bērča vērtējuma sākotnējās izkusušās masas radās 100-600 km dziļumā, tātad paaugstināta spiediena apstākļos. Atšķirībā no silikātiem metāliskās dzelzs kušanas temperatūru spiediens iespaido ievērojami mazākā mērā, tāpēc var pieļaut, ka vispirms sāka kust dzelzs materiāls. Ar laiku izkusušā slāņa biezuma arvien pieauga, tajā notika likvācija ar smagās dzelzs uzkrāšanos apakšējā daļā, līdz Mēness (tolaik atradās ievērojami tuvāk Zemei) izraisītās paisuma deformācijas varēja izraisīt paklājošā materiāla pārrāvumu un šķidrās dzelzs asimetrisku pārplūdi uz Zemes centrālo daļu (attēls 51), izspiežot turienes vieglāko materiālu pretējā pusē uz augšu. Šāda gravitācijas diferenciācija deva arī ievērojamu papildus enerģiju, - 2500 J uz Zemes vielas gramu, kas vēl vairāk veicināja sasilšanu un tālāku ķīmisku diferenciāciju.
            Šāds kodola veidošanās mehānisms labi izskaidro kontinentālās un okeāniskās puslodes veidošanos. Dzelzs noplūdes vieta varēja atrasties pašreizējā Klusā okeāna vietā, bet tam pretējā pusē - silikātu materiāla pacelšanās vieta.
            2. Vielas noslāņošanās ar smagāko komponentu (dzelzs) uzkrāšanos centrālajā daļā ir notikusi jau pašā akrēcijas (planētas augšanas) gaitā, kas izriet no galveno Zemes komponentu kondensācijas secības (skat. 22. tabulu): Fe (Ni) - 1473 K, Mg2SiO4 - 1444 K, MgSiO3 - 1347 K, FeS - 700 K. Zemes un citu iekšējo planētu veidošanās sākās tad, kad atdziestošajā gāzu miglājā dzelzs kondensācija jau bija noslēgusies, bet silikātu kondensācija tikai sākās, vispirms jau akrēcijas gaitā izveidojās planētu kodoli, kuri pakāpeniski apauga ar silikātu daļiņām. Materiāla diferenciāciju būtiski varēja iespaidot arī magnētiski spēki, veicinot vispirms stipri feromagētisko (metāli), pēc tam vāji feromagnētisko (troilīts) un beidzot nemagnētisko silikātu daļiņu akumulāciju.
            Iespējams, ka kodols ir veidojies abu augšminēto mehānismu kombinācijas ceļā, jau sākotnējam metāliskajam kodolam papildinoties ar šķidru dzelzs masu pieplūdi no Zemes augšējām daļām.

            4.6. Augšējo ģeosfēru veidošanās un evolūcija

            Zemes radioaktīvā sasilšana izraisīja ne vien mantijas un kodola veidošanos, bet arī būtisku mantijas vielas diferenciāciju zonālās kausēšanas ceļā ar Zemes garozas, atmosfēras un hidrosfēras veidošanos. Pa sīkāko plaisiņu sistēmām tvaiki, gāzes, vieglāk kūstoši kausējumi tika izspiesti arvien augstākos horizontos, līdzi pārnesot arī dzīļu siltumu. Beidzot gāzes un lavas izlauzās Zemes virspusē, dodot sākumu augšējām ģeosfērām. Mantijas vielas kušanas rezultātā Zemes virspusē nonāca trīs galvenās tās frakcijas: bazaltu magma, magmā izšķīdušais ūdens (~7 % no magmas masas) un magmā izšķīdušās gāzes.
            Primārais Zemes gāzu apvalks radās drīz pēc pašas planētas rašanās, laika gaitā tas ir pārdzīvojis sarežģītu evolūciju līdz radās pašreizējā, no citām planētām tik atšķirīgā Zemes slāpekļa-skābekļa atmosfēra. Pēc amerikāņu zinātnieka G.Jurī domām primārā, pirmsģeoloģiskā Zemes atmosfēra bija reducējoša un sastāva ziņā varēja līdzināties gigantisko planētu Jupitera un Saturna atmosfērām ar to augstajām CH4 un NH3 koncentrācijām, lai gan viens no dominējošajiem komponentiem bija CO2. Spēcīgā, vēl neekranētā Saules starojuma iespaidā primārajā atmosfērā noritēja intensīvas ķīmiskās reakcijas, tai skaitā oksidēšanās-reducēšanās. Mūsdienu atmosfēras slāpekļa avots bija amonjaka oksidēšanās, slāpeklis atmosfērā parādījās pirms brīvā skābekļa uzkrāšanās, jo pēdējais varēja ilgstoši pastāvēt tikai pēc pilnīgas amonjaka oksidēšanās, kā arī pēc metāna oksidēšanās par CO2 un H2O. Līdz fotosintēzei galvenais skābekļa avots, domājams, bija H2O un CO2 molekulu fotodisociācija Saules un kosmiskā starojuma iespaidā. Tomēr šis skābeklis momentā tika patērēts CH4 un NH3 oksidēšanai un nevarēja radīt ne brīvu skābekli, ne ozona slāni. Reducējoša atmosfēra saglabājās samērā ilgi, vismaz pirmajos 1-1.5 miljardos gadu. Pašreizējā atmosfēras sastāva izveidošanās kļuva iespējama tikai pēc dzīvības un fotosintezējošu, skābekli producējošu organismu rašanās. Brīvā skābekļa parādīšanās sekmēja ozona ekrāna veidošanos, radot iespēju dzīvajiem organismiem iekarot arī sauszemi.
            Jautājumiem par hidrosfēras attīstību, ūdens apjoma un ķīmiskā sastāva izmaiņām ģeoloģiskās vēstures gaitā nav viennozīmīga skaidrojuma. Īpaši daudzveidīgi ir uzskati par okeānu ieplaku veidošanās laiku, par vulkānisma lomu hidrosfēras veidošanā, par sākotnējo ūdens sāļu sastāvu.
            Par paša ūdens izcelsmi pastāv divas galvenās uzskatu kopas. Pašlaik populārāks ir viedoklis, ka hidrosfēras veidošanā galvenā loma ir piederējusi izkusušās magmas degazācijai. Mazāk piekritēju ir uzskatiem par vadošo ūdens kondensācijas lomu no atmosfēras. Jāatzīst, ka zināms racionāls kodols ir abās uzskatu kopās. Mums pazīstamajā kosmiskās telpas daļā ūdens cietā un gāzes fāzēs sastopams samērā plaši - Marsa polārajās ledus un cietās ogļskābās gāzes cepurēs, ar ledu klātajos Jupitera un Saturna pavadoņos, ledus gredzenos ap Saturnu, komētu kodolos, Veneras atmosfērā. Domājams, ka arī Zemes pirmviela bez meteorītu vielas saturēja arī komētu vielu, tātad ūdeni ledus veidā. Vairāki pētnieki uzskata, ka īpaši liela un kompakta komētas masa ir atradusies pašreizējās Klusā okeāna ieplakas vietā. Amerikāņu zinātnieks Franks par komētveida ķermeņu radītiem uzskata visus okeānus. Tīri komētiskais okeānu veidošanās variants gan nav pietiekoši pamatots, jo esošajos okeānos ir pārāk daudz dzīļu degazācijas liecību, bet pirmais ūdens uz Zemes patiešām varēja veidoties no planētas pirmvielā ietilpstošajiem komētveida ķermeņiem, pēc tam papildinoties ar magmas degazācijas ūdeņiem.
            Zīmīgi, ka jau pašos senākajos iežos ir atrasti vienšūnu organismu šūnu sieniņu nospiedumi, bet dzīvi organismi nevar pastāvēt bez šķidra ūdens, tātad tāds lielākā vai mazākā daudzumā jau ir bijis vismaz pirms 3 miljardiem gadu. Kopš šā laika uz Zemes visu laiku tādā vai citādā veidā ir pastāvējusi dzīvība un bijis šķidrs ūdens, hidrosfēra nekad nav uzvārījusies un pilnībā iztvaikojusi, nekad nav arī pilnībā sasalusi.
            Primārās hidrosfēras veidošanās varētu būt notikusi divos etapos. Vispirms siltuma plūsma no Zemes centrālās daļas izkausēja ledu, kā arī atbrīvoja cietajām daļiņām pielipušās gāzu, tai skaitā ūdens tvaiku, molekulas un izspieda šķidrās un gāzveida vielas Zemes virspusē. Otrajā etapā intensificējusies siltuma plūsma kausēja primāro vielu, atbrīvojot ķīmiski saistīto ūdeni, sākās īstie dzīļu degazācijas procesi, kuri turpinās arī mūsu dienās un ir novērojami vulkānu izvirdumos, bet it īpaši okeānu dibenā, riftu zonās, kur dziļlūzumu kopgarums pārsniedz 70000 km. Riftu zonās Zemes garozas lielbloki savstarpēji atbīdās, no dzīlēm paceļoties mantijas vielai, kura veido okeāniskās garozas bazaltus. Ir zināms, ka bazaltu lavas satur līdz 7 % ūdens, kā arī citas gaistošās vielas. Karstu, stipri sāļu ūdeņu izplūde riftu zonu apkaimē ir tieši novērota no zemūdens aparātiem. Kontaktā ar auksto okeāna ūdeni šie ūdeņi strauji atdziest, un no tiem izgulsnējas liela daļa izšķīdušo vielu, veidojot ap izplūdes vietu kaut ko līdzīgu skurstenim, no kura paceļas baltu vai melnu dūmu stabi - "baltie pīpētāji" ar pārsvarā hlorīdu fluīdiem un "melnie pīpētāji" ar sulfīdiem. Visā Zemes pastāvēšanas laikā rifti un vulkāni ir iznesuši virspusē tik daudz vielas, ka atliku likām ir pieticis Zemes garozas, hidrosfēras un atmosfēras izveidošanai. Pēc dažādiem vērtējumiem no dzīlēm iznestās vielas daudzums ir 2,8-4,6.1019 t, tai skaitā ūdens vismaz 2.1018 t (hidrosfērā šobrīd 1,5.1018 t).
            Pēc pazīstamo ģeoķīmiķu V.Vernadska, G.Hatčinsona, V. Rubija domām hidrosfēras apjoms un sastāvs laika gaitā nav būtiski mainījušies. Nenoliedzot to, ka mantijā un Zemes garozā notiekošie procesi nemitīgi papildina hidrosfēru gan ar pašu ūdeni, gan sāļiem, viņi uzskata, ka dažādi ķīmiskie procesi un cikliskā ūdens aprite pastāvīgi tiecas atjaunot sākotnējo līdzsvaru. J.Kulps, A.Vinogradovs u.c., viennozīmīgi atzīstot hidrosfēras izcelsmi mantijas degazācijas rezultātā, uzskata, ka ūdens tvaiki un citas gāzes īpaši intensīvi ir izplūdušas pašos agrīnākajos Zemes attīstības etapos. Savukārt pēc O.Sorohtina modeļa sākotnēji, pirmajā Zemes gadu miljardā, hidrosfēra auga ļoti lēni, tad ļoti strauji, bet pēdējā miljardā gadu atkal lēni.
            Domājams, ka līdzīgi ar šķidras hidrosfēras veidošanos ir noritējusi arī Marsa un Veneras evolūcija. Tomēr Marsa lielākais attālums no Saules (mazāks saņemtā siltuma daudzums) un straujāka Veneras dzīļu degazācija noveda pie paātrinātas Marsa atdzišanas un Veneras sasilšanas, kas iznīcināja to sākotnējo šķidro hidrosfēru. Uz Marsa tā sasala un centrējās ap poliem, daudzi zinātnieki pat pieļauj, ka Marsa dzīlēs varētu būt iekonservēti sasaluši bijušie ūdens baseini, kurus vēlāk pārsegušas putekļu vētru sanesas. Uz ievērojami siltākās Veneras noritēja intensīva šķidrās hidrosfēras iztvaikošana, ūdens tvaiks kopā ar CO2 radīja spēcīgu siltumnīcas efektu ar ievērojamu virsmas temperatūras paaugstināšanos, kas savukārt vēl vairāk intensificēja iztvaikošanu. Uz Zemes siltuma bilance un degazācijas intensitāte atšķīrās no kaimiņu planētām, ko noteica optimālais attālums no Saules, Zemes izmēri, samērā agrā dzīvības attīstība. Dzīvie organismi būtiski iejaucās CO2 apritē, saistīja to, mazinot siltumnīcas efektu.
            Neatkarīgi no hidrosfēras vaeidošanās mehānisma, ūdens jau no pašiem pirmsākumiem saturēja komētu vai meteorītu vielas šķīstošos savienojumus un intensīvās dzīļu degazācijas produktus (HCl, HF, CO2, H3BO3, H2S u.c.), kas noteica pirmokeāna skābo vidi un veicināja intensīvu aptverošo iežu šķīšanu, dēdēšanu un katjonu pieplūdi. Visu sekojošo okeāna ģeoķīmiskās attīstības gaitu var raksturot kā skābju neitralizēšanu ar iežu dēdēšanas bāziskajiem produktiem. Paralēli mainījas anjonu sastāvs - no hlorīdiem uz hlorīdiem-karbonātiem, tad hlorīdiem-karbonātiem-sulfātiem un hlorīdiem-sulfātiem. Sulfātjonu parādīšanās hidrosfērā visciešākajā veidā bija saistīta ar atmosfēras izmaiņām un dzīvās vielas attīstību. Dzīvības rašanās, fotosintēze, daļēji arī ūdens fotodisociācija atmosfēras augšējos slāņos noveda pie atmosfēras komponentu oksidēšanās ar CO2, N2 un SO3 uzkrāšanos, un tieši šajā pārejas laikā no reducējošas uz oksidējošu atmosfēru okeānā parādījās pirmie sulfāti.
            Saldūdens veidošanās ir sekundāru procesu virkne lielajā planetārajā ūdens apritē, kuras dzinējspēks ir Saules enerģija. Ir pat izteikts salīdzinājums, ka saldūdens ir planetārās ūdens aprites procesa sārņi.
                Kā zināms, ogļainajos hondrītos konstatēta virkne organisku savienojumu, tai skaitā visai komplicētu. Tādu veidošanās gāzu miglāja kondensācijas gaitā no tajā izplatītajiem H,C,O,N uzskatāma par likumsakarīgu, un tos zināmā daudzumā saņēma arī Zemes pirmviela. Organisko savienojumu veidošanās noritēja arī reakcijās starp primārās atmosfēras gāzu komponentiem, bet īpaši komplicēti lielmolekulāri savienojumi veidojās ūdens vidē, ko sekmēja kosmisko staru protoni un neitroni, Saules ultravioletais un rentgenstarojums, elektriskās izlādes, paaugstinātā temperatūra. Amerikāņu ģeoķīmiķi S.Epstains un L.Nots pēc O un C izotopu pētījumu datiem Zemes virsmas temperatūru arhajā, kad meklējami dzīvības pirmsākumi, vērtē ap 70 oC (40K tad izdalīja 5 x, bet 235U 18 x vairāk siltuma nekā pašlaik). Šādi apstākļi varēja sekmēt sarežģītu organisko savienojumu veidošanos, no kuriem varēja rasties aminoskābes, līdz kādā Pasaules okeāna vietā, visdrīzāk kādā pusizolētā līcī, domājams, vulkāniskās darbības tuvumā radās pirmie dzīvie organismi. Tādi varēja būt vīrusi, kas apvieno sevī dzīvas un nedzīvas vielas iezīmes - dzīvā šūnā tie vairojas, uzvedas kā dzīvas būtnes, ārpus tās - kā kristāliska viela (šķidrie kristāli).
            Ar dzīvības parādīšanos un fotosintēzes attīstību būtiski izmainījās kā atmosfēra, tā arī hidrosfēra un pat Zemes garoza. Skābekli producēt lielākos daudzumos sāka zilzaļās aļģes, pašas tās ir anaerobi organismi, skābeklis to dzīvei nav nepieciešams, bet, izmantojot Saules enerģiju un sākotnēji, iespējams, arī citus enerģijas veidus (gravitācijas, radioaktīvo, kosmiskā starojuma), tās piedalās fotosintēzē: 6CO2 + 6H2O ® C6H12O6 + 6O2. Tālākā dzīvības attīstība ilgstoši noritēja Pasaules okeānā, kur sākotnēji anaerobo dzīvi pamazām nomainīja aerobā. Bioloģiskajā apritē iesaistījās arvien vairāk elementu. Senajās zilzaļajās aļģēs kā katalizators fotosintēzē kalpoja Fe, vēlāk šīs funkcijas pārņēma Cu, bet brūnajās aļģēs, kas vidējā paleozojā pārceļoja uz sauszemi, šo funkciju sāka veikt Zn.
            Primitīvajiem organismiem, jādomā, bija liels izplatīšanās ātrums, tie ātri okupēja visu Zemeslodi, līdz ar to skābekļa producēšana bija visaptveroša, ne lokāla. Vēl pašlaik lielākais skābekļa ražotājs ir jūras fitoplanktons, kura radītais O2 daudzums lielās bioloģiskās produktivitātes dēļ no laukuma vienības vairākkārt pārsniedz kontinentu devumu (pēc dažiem autoriem pat vairāk nekā astoņas reizes). Atmosfēras režīma maiņa ievada svarīgu lūzuma momentu tās ģeoloģiskajā vēsturē. Apakšējā proterozoja sākums (pirms 2,6 miljardiem gadu) iezīmējas ar lielu dzelzsrūdu iegulu uzkrāšanos, kas fiksēta dažādās planētas vietās un var būt tikai globālu procesu izraisīta. Tādi var būt radikālas atmosfēras sastāva izmaiņas - būtisks skābekļa daudzuma pieaugums atmosfērā fotosintēzes rezultātā, kas izraisīja masveida dzelzs hidroksīdu nogulsnēšanos lielos mērogos, jo krasi samazinājās dzelzs migrētspēja. Līdz ar skābekli krasi pieauga CO2 koncentrācija, kas izraisīja masveidīgu karbonātu sedimentāciju agrā proterozoja beigās (~ pirms 2 miljardiem gadu). Līdz ar to mainās okeāna ūdens sastāvs no hlorīdu uz hlorīdu karbonātu tipu. Apmēram vienlaicīgi ar Fe no okeāna ūdens izzuda SiO2 - organismu skeletos - un bors, domājams, māla minerālos. Uz paleozoja sākumu atmosfēras sastāvs ieguva pašreizējo slāpekļa - skābekļa sastāvu ar ļoti mērenu CO2 daudzumu, paralēli mainījās jūras ūdens sastāvs no Cl- - HCO3- - SO42- uz Cl- - SO42-, kas samazināja Fe un Mn saturu ūdenī. Skābeklis veicināja arī sulfātu attīstību - oksidējot primāros sulfīdus. Fotosintēzē veidojas ne vien spēcīgs oksidētājs - skābeklis, bet arī organiskās vielas, kas uzkrājoties, savukārt nosaka reducējošu vidi. Tādējādi krasi oksidējošu apstākļu izveidošanās neizbēgami izraisīja arī to pretpolu - krasi reducējošus apstākļus purvos, ezeru dūņās, arī ūdens horizontos. Bioloģiskajā apritē sākotnējo vāji reducējošo vidi nomainīja divi pretstati: stipri oksidējoša un stipri reducējoša.
            Pašlaik katru sekundi no atmosfēras kosmosā aizlido apmēram 1 kg ūdeņraža, kas rodas ūdens fotodisociācijas rezultātā, attiecīgi atmosfērā pieaug ūdens smagākā komponenta - skābekļa - saturs. Šādā veidā Zemes pastāvēšanas laikā ir radušies 1018 kg skābekļa - tieši tik, cik tā pašlaik ir atmosfērā. Tā gan ir tikai nejauša sakritība, jo skābekļa patēriņš primārās atmosfēras metāna un amonjaka oksidēšanai un pašreizējā Zemes ķīmiskā līdzsvara radīšanai ir bijis ievērojami lielāks, lielu daļu no tā ir segusi fotosintēze.
            Biosfēras attīstībā izdala vairākas bioģeoķīmiskas “revolūcijas” ar lielu iespaidu uz pārējo ģeosfēru attīstību un daudzu Zemes garozas pamatelementu migrāciju.
            Dzīvības rašanās (~ pirms 3.8 ± 0.3 x 109 gadiem).
            Par pirmo dzīvo vielu uzskata pirmās pašvairojošās organiskās molekulas, kuras, iespējams, bija vīrusu tipa. Šinī etapā atmosfēra sastāvēja no CH4, NH3 un H2 ar citu komponentu iezīmēm, it īpaši H2O.
            Pirmā fotosintēze (pirms 2.9 ± 0.2 x 109 gadiem).
            CO2 sāk patērēties fotosintēzē, kā blakusproduktam veidojoties O2, kurš pilnībā tiek izmantots metāna, amonjaka u.c. atmosfēras komponentu, kā arī daudzu minerālu oksidēšanai. Toreizējā atmosfēra vēl neaizturēja ultravioleto starojumu, tāpēc O2 intensīvi pārveidojās par O3 ar īpaši augstām oksidēšanas spējām, līdz ar to sākotnēji reducējošo vidi Zemes virsmā strauji nomainīja oksidējoša. Šinī laikā novērojama globāla dzelzaino kvarcītu veidošanās, kura līdzīgos apjomos Zemes vēsturē vairs neatkārtojas.
            Pirmie organismi ar karbonātu čaulām (pirms 6 x 108 gadiem), ko ilgu laiku uzskatīja par vienu no lielākajām ģeoloģiskās vēstures mīklām. Prekembrija atmosfēra, domājams, bija bagātāka ar CO2 nekā pašlaik (intensīvs vulkānisms), bet O2 daudzums palielinājās ļoti lēni. Sajā laikā sakarā ar pieaugošu dēdēšanas produktu pieplūdi Pasaules okeāna ūdens pH, domājams, izmainījās no skāba uz sārmainu, līdz ar to organismiem radās grūtības izvadīt apkārtējā vidē savu dzīvības procesu sārmainos atkritumus, kuri koncentrējās ap tiem čaulu veidā.
            Lielā akmeņogļu epoha (pirms 2.5 ± 0.3 . 108 gadiem) - paleozoja vēstures kulminācija, kuras laikā galvenā C masa sakarā ar augu valsts un fotosintēzes uzplaukumu neaizgāja karbonātos, bet gan oglēs. CO2 saturs atmosfērā samazinājās, O2 - paaugstinājās, kas veicināja sauszemes faunas attīstību.
            Pelaģisko foraminiferu un kokkolitoforīdu uzplaukums (pirms 1.0 ± 0.2 . 108 gadiem), ko saista ar ievērojamu mantijas degazācijas intensifikāciju un līdz ar to pastiprinātu CO2 pieplūdi. Karbonātu uzkrāšanās no šelfa pārvietojas uz attālākiem Pasaules okeāna rajoniem, iesaistot karbonātu līdzsvarā praktiski visu ūdens masu un izslēdzot skābā okeāna atjaunošanās iespēju.
            Laika gaitā, paliekot būtībā pastāvīgiem iekšējiem migrācijas faktoriem (kodola lādiņi, valences, jonu un atomu radiusi), izņēmums ir tikai nedaudzie radioaktīvie elementi un izotopi, uz Zemes būtiski ir mainījušies un mainās ārējie migrācijas faktori. Laika gaitā ir evolucionējis ne tikai atmosfēras, hidrosfēras un biosfēras sastāvs, bet būtiski mainījies arī litosfēras augšējo slāņu (dēdēšanai visvairāk pakļautā substāta) petrogrāfiskais tips. Pašlaik uz Zemes cietās noteces struktūrā dominē nogulumieži, kuri aizņem apmēram 72 % no kontinentu virsmas, 8 % aizņem magmatiskās intrūzijas, 6 % vulkāniskie, bet 14 % metamorfie ieži. Senākos ģeoloģiskās vēstures etapos šo iežu attiecības ir bijušas savādākas, mazākas teritorijas aizņēmuši nogulumieži, lielākas - magmatiskie ieži, kuru tips arī laika gaitā nav bijis nemainīgs. Arhaja ainavās ir dominējuši bāziska sastāva (mantijas tipa) ieži, līdzīgi mūsdienu bazaltiem vai Mēness anortozītiem. Proterozojā sākumā tos lielā mērā nomainīja skābie ieži - čarnokīti (kvarcs + K laukšpats + skābais plagioklazs + tumšie minerāli) un granītgneisi. Arhaja un proterozoja kalnu veidošanās procesu izplatība bija planetāra, tie būtībā izveidoja vairogu kodolus un seno platformu pamatnes ar līdzīgu petrogrāfisko sastāvu milzīgās teritorijās, līdz ar to šīs struktūras darbojās kā ģeoķīmiski pastāvīgs seno sedimentācijas baseinu sanesu avots. Vēlāko tektonisko ciklu izpausmes bija lokālākas, un sanesu avotu petrogrāfiskais sastāvs kļuva raibāks, kontrastaināks.

            5.5. SLĀPEKĻA SAVIENOJUMI ATMOSFĒRĀ
                Slāpeklis sastāda 76% no atmosfēras masas, bet litosfērā un hidrosfērā slāpekļa savienojumu koncentrācijas ir ievērojami zemākas. Atšķirībā no skābekļa, tas ir inerts un tiešā veidā lielākā daļa dzīvo organismu nespēj to asimilēt, jo saite starp slāpekļa atomiem slāpekļa molekulā NŗN ir uzskatāma par ļoti stabilu un tās saraušanai nepieciešamā enerģija ir 950 kJ/mol. Līdz ar to slāpekļa aprites ciklā norit dažādi procesi, kas saista slāpekļa savienojumus atšķirīgās to oksidācijas pakāpēs (attēls 61.). Liela loma slāpekļa ciklā ir mikroorganismu izraisītām reakcijām, jo hidro- un litosfērā tieši tie realizē lielāko daļu slāpekļa savienojumu pārvērtību.
                Slāpekļa savienojumi atmosfērā sastopami sekojošu savienojumu veidā: N2O, NO, N2O3, N2O4, N2O5, NH3, amonija sāļi. Pārējie slāpekļa oksīdi vai nu veidojas kā starpprodukti dažādās reakcijās vai arī ir nestabili un ātri sadalās:
                      N2O3 ® NO + NO2
                      2N2O3 ® 4NO + O2
                      N2O4 « 2NO2
                      NO + N2O5 ® 3NO2
                      N2O5 ® N2O3 + O2
                      N2O5 + H2O ® 2HNO3
                1914. gadā vācu ķīmiķi F.Hābers un U.Bošs izstrādāja metodi amonjaka ražošanai no atmosfēras slāpekļa, kas radīja pamatu liela mēroga minerālmēslu rūpniecības attīstībai. Mūsdienās minerālmēslu ražošanas kopapjoms ir 80 ´ 106 tonnas/gadā, kas aptuveni atbilst tam slāpekļa apjomam, kas tiek fiksēts mikroorganismu darbības rezultātā - 140 ´ 106 tonnas/gadā. Tomēr lielā mērā cilvēces iztiku nodrošina tieši minerālmēslu izmantošanas pieaugums.
                Reakcijas, kurās mikroorganismi fiksē atmosfēras slāpekli, pārvēršot to amonjakā, noris, oksidējot ogļūdeņražus kā enerģijas avotu.

            3{CH2O}n + 3H2O + 2N2 + 4H+ ® 3CO2 + 4NH4+
                Slāpekli spēj saistīt baktērijas vai arī zilaļģes, bet bioķīmiski šo procesu katalizē ferments nitrogenāze. Brīvi dzīvojoši mikroorganismi producē 1 - 5 kg N/ha, bet gumiņbaktērijas 100 - 300 kg N/ha.
                Nākošais nozīmīgākais posms slāpekļa aprites ciklā ir nitrifikācija, jo augi labāk asimilē nitrātjonus nevis amonija jonus.
                      4NH4+ + 6O2 ® 4NO2- + 8H+ + 4H2O
                      2NO2- + O2 ® 2NO3-
                Kā starpprodukti nitrifikācijas procesā veidojas nitrītjoni, kas ir izteikti toksiski. Augos un dzīvniekos slāpeklis atrodas amīnu, heterociklisko savienojumu (aminoskābes, nukleīnskābju komponenti) un aminoskābju veidā, pie kam tā oksidācijas pakāpe ir zemākā (-3). Šo slāpekļa organisko savienojumu transformācijas procesā veidojas amonjaks.
                      (NH2)2CO + H2O ® 2NH3 + CO2
                Noslēdzošais slāpekļa aprites cikla posms ir N2 veidošanās. Šis process norit gan aerobos, gan anaerobos apstākļos augsnē un okeānu ūdeņos. Anaerobā vidē kā denitrifikācijas reakcijas enerģijas avots tiek izmantoti ogļūdeņraži.

            5{CH2O}n + 4NO3- + 4H+ ® 2N2 + 5CO2 + 7H2O
                Nitrātu reducēšanas procesā var veidoties arī N2O.
                Slāpekļa (I) oksīds (N2O) dabiski ir sastopams atmosfērā kā dažādu bioloģisku pārvērtību produkts.
                N2O antropogēnās emisijas apjoms ir relatīvi niecīgs un līdz ar to piesārņojums ar slāpekļa (I) oksīdu, īpaši ņemot vērā tā zemo toksiskumu, nav uzskatāms par bīstamu dzīvajiem organismiem. Šī viela ir bez smakas un garšas, ķīmiski inerta. Nelielos daudzumos tā izdalās slāpekļskābes ražošanas procesā, to izmanto kā narkozes līdzekli medicīnā, tehnikā kā inertu gāzi. Toksiska iedarbība nav konstatēta. N2O atmosfērā nokļūst galvenokārt denitrifikācijas procesu rezultātā un tā ikgadējās emisijas apjoms sastāda 100 milj.t. gadā. Kopējais N2O daudzums atmosfērā ir 2000 milj.t. Tā aprites periods ir 20 gadu, un N2O saturs atmosfērā pieaug par 0,3% gadā. Līdz ar to N2O uzskatāma par vienu no nozīmīgākajām siltumnīcas efektu izraisošām gāzēm.
            Galvenie procesi, kas nosaka N2O tālākās pārvērtības, ir fotodisociācija, mijiedarbība ar ierosinātiem skābekļa atomiem.
                      N2O ® N2 + O l < 250 nm
                      N2O + O ® N2 + O2
                      N2O + O ® 2NO
                Tā kā atomārā skābekļa koncentrācija troposfērā ir visai niecīga, tad tas sadalās galvenokārt augstākos atmosfēras slāņos, fotodisociācijas procesu rezultātā veidojos galvenokārt slāpekļa molekulu vai slāpekļa oksīdu NO. N2O fotolīzes procesi intensīvi norit virs 20 km augstuma.
                No vides piesārņojuma viedokļa īpaša vērība piešķirama slāpekļa oksīdam NO un dioksīdam NO2.
                Slāpekļa (II) oksīds NO ir bezkrāsaina gāze, bez smakas, nedegoša. Tomēr gaisā tā viegli oksidējas par NO2 un tāpēc parasti aplūko abu šo oksīdu summu NOx. Slāpekļa (II), kā arī slāpekļa (IV) oksīdi ir stipri toksiski. Slāpekļa (II) oksīds galvenokārt veidojas dažādu augsttemperatūras procesu rezultātā, reaģējot skābeklim ar slāpekli.
                      N2 + O2 ® 2NO
                      N2 + 2O2 ® 2NO2
                Šīs reakcijas ātrums ir atkarīgs no temperatūras, respektīvi, pievadītās enerģijas daudzuma (enerģijas daudzums, kas jāpievada O=O saites pārraušanai, ir 118 kcal/mol, bet NŗN saites pārraušanai ir 225 kcal/mol). Slāpekļa oksīdu veidošanās reakciju mehānisms ir sekojošs:
                      O2 ® O + O
                      N2 + O ® NO + N
                      N + O2 ® NO + O



            Attēls 61. Slāpekļa ģeoķīmiskās aprites cikls ( - vielas daudzums tās tilpē ´ 109 kg N, ® ´ 109 kg N/gadā)



            Attēls 62. Slāpekļa savienojumi tā ģeoķīmiskajā aprites ciklā
                Pie 2000oC temperatūras NO, N2 un O2 molekulu savstarpējā reakcija ir līdzsvara stāvoklī. NO veidošanās procesu intensitāti ietekmē tas, cik ātri izveidotā molekula tiek izvadīta no reakcijas zonas. Tātad slāpekļa oksīdi veidojas visos procesos, kuri norit pie augstām temperatūrām: dzirksteles, plazmas, sadedzināšanas, eksplozijas.
                Slāpekļa oksīdi veidojas arī automobiļu dzinēju darbības rezultātā. No darba aizsardzības viedokļa bīstama var būt paaugstināta slāpekļa oksīdu daudzumu izdalīšanās elektrometināšanas procesu gaitā, it īpaši slēgtās telpās.
                Slāpekļa oksīdu sintēze paaugstinātā temperatūrā notiek ar atomārā skābekļa starpniecību.
                      N2 + O ® NO + N
                      N + O2 ® NO + O
                      N2 + O2 ® 2NO
                Bez tam slāpekļa oksīdu sintēzē aktīvu līdzdalību var ņemt arī ogļūdeņraži, veidojot brīvos radikāļus un hidroksilradikāļus.
                      RH + O ® R. + HO.
                      N + HO. ® NO + H.
                Slāpekļa oksīdi veidojas, arī sadedzinot degvielā esošos slāpekļa organiskos savienojumus, turklāt šis process var noritēt ievērojami zemākā temperatūrā kā NOx termiskā sintēze.
                Nonākot atmosfērā, slāpekļa oksīdi iesaistās dažādās ķīmiskās reakcijās.
                Slāpekļa oksīds un dioksīds var savstarpēji pārvērsties.
                      2NO + O2 ® 2NO2
                      NO + HOO. ® NO2 + HO.
                      NO + O ® NO2
                      NO + O3® NO2 + O2
                      NO + ROO. ® NO2 + RO.
                      NO2 + hn ® NO + O
                      NO2 + hn ® NO2*
                Stratosfērā nokļuvušie slāpekļa oksīdi var ņemt dalību ozona sabrukšanas ciklā. Stratosfērā vērā ņemams slāpekļa oksīdu avots ir virsskaņas lidmašīnas.
                Tajā pašā laikā ar slāpekļa oksīdiem stratosfērā var notikt pārvērtības, kuru rezultātā reģenerējas reaģētspējīgas daļiņas, kas ir spējīgas producēt ozonu.
                      NO2 + hn ® NO + O
                      NO + HOO. ® NO2 + HO.
                Liela nozīme atmosfērā ir procesiem, kuru rezultātā veidojas slāpekļskābe HNO3. Ap 44% HNO3 troposfērā izveidojas, reaģējot slāpekļa dioksīdam ar hidroksilradikāli:
                      NO2 + HO. ® HNO3
                Ap 24% HNO3 atmosfērā izveidojas, reaģējot slāpekļa pentoksīdam ar H2O. Ap 28% no HNO3 atmosfērā izveidojas, reaģējot N2O3 ar hidroperoksīd- un hidroksilradikāļiem.
                Paralēli slāpekļskābes veidošanās procesiem notiek arī tās disociācijas procesi.
                      HNO3 ® OH. + NO2
                Izveidojusies HNO3 galvenokārt izkrīt ar nokrišņiem gan skābes, gan sāļu veidā. No nitrātu sāļiem atmosfērā galvenokārt atrodams amonija nitrāts (NH4NO3).
                Tā kā slāpekļa oksīdu fotoķīmiskās pārvērtības un arī izvadīšana no atmosfēras norit visai ātri, tad nokrišņu paskābināšanās slāpekļa savienojumu klātbūtnes rezultātā būtiski ietekmē apvidus piesārņojuma avotu tuvumā.
                Ņemot vērā slāpekļa oksīdu producēšanas ievērojamos apjomus (globālās emisijas kopapjoms ir 86 milj.t./gadā), tie var negatīvi ietekmēt gan vidē noritošos procesus, gan arī cilvēku un dzīvnieku veselību.
                Kopumā slāpekļa oksīdu emisija mūsdienās ir kļuvusi Eiropā par vienu no bīstamākajiem vides piesārņojuma faktoriem. Īpaši aktuāli šie jautājumi ir Baltijas jūras baseina valstīs, kur slāpekļa savienojumu slodze nosaka daudzus negatīvus procesus, kas norit šajā reģionā. Līdz ar to aktuāls kļūst jautājums par slāpekļa oksīdu emisijas kontroli - tās ierobežošanu.

            5.6. OGLEKĻA OKSĪDI ATMOSFĒRĀ
                  Ogleklis ir nozīmīgākais dzīvos organismus veidojošais elements. Oglekļa izplatību uz Zemes raksturo sekojoši skaitļi: vidējā izplatība uz Zemes- 350 mg/kg, Zemes garozā- 200 mg/kg, atmosfērā- 338 mg/m3. Tomēr arī vielu apritē ogleklim ir īpaša loma, ko lielā mērā nosaka tā nozīme atmosfērā noritošajos procesos. Vienlaikus var atzīmēt, ka no kopējā oglekļa daudzuma, kas ietilpst Zemes sastāvā, tikai tā daļa var iesaistīties biosfērā.
              Atmosfērā ogleklis atrodas oglekļa oksīda (CO), oglekļa dioksīda (CO2) un metāna veidā (CH4), un šo gāzu klātbūtne būtiski ietekmē atmosfēras īpašības (siltuma bilanci) un līdz ar to arī klimatu uz Zemes. Līdz ar to oglekļa oksīdu emisijas apjoma pieaugums var kļūt par faktoru, kas var negatīvi ietekmēt vidē noritošos procesus. Arī ogļskābās gāzes saturs gaisā ir ticis pētīts. Piemēram, novērojumi, kuri ir tikuši veikti Mauna Loa (Havaju salas) observatorijā, sākot no 1958. Gada, ir parādījuši, ka ogļskābās gāzes koncentrācija novērojumu punktā, kas atrodas tālu no tieša piesārņojuma avotiem, uzrāda vidēji pieaugumu par 0.46 % gadā (attēls 63.).


                Attēls 63. Ogļskābās gāzes koncentrācijas atmosfērā izmaiņas Mauna Loa observatorijā (Havaju salas)


                Attēls 64 Ogļskābās gāzes emisijas apjoma pieauguma ātrums pēdējo gadsimtu laikā.
                    Jāatzīmē, ka CO2 koncentrācija ievērojami mainās atkarībā no sezonas, kas saistīts ar fotosintētisko procesu intensitātes izmaiņas sezonālo raksturu. Līdzīgi rezultāti konstatēti arī citās pētījumu stacijās. Tiek vērtēts, ka pēdējo 100 gadu laikā CO2 antropogēnās emisijas apjoms pieaudzis vidēji par 2.5 % gadā. CO2 saturu gaisā ietekmē arī mežu platību samazināšanās. Pašreizējais CO2 antropogēnās emisijas apjoms sastāda 6.0 ± 0.5 GtC/gadā (1990), bet atkarībā no iedzīvotāju skaita pieauguma modeļa tiek lēsts, ka 2100. gadā tas var sasniegt pat līdz 35.8 GtC/gadā.

                    Attēls 65. Temperatūras mainība pēdējo 40 000 gadu laikā Grenlandē

                    Oglekļa oksīds CO (tvana gāze) vispirms var būt nozīmīgs no cilvēka dzīves vides un darba zonas piesārņojuma viedokļa. Kopējo CO daudzumu Zemes atmosfērā vērtē uz 530 000 000 tonnu, pie kam tā uzturēšanās laiks ir no 36 līdz 110 dienām. Galvenie emisijas avoti ir dažādi dabiskie procesi: dzīvo organismu sadalīšanās (īpaši zaļo augu hlorofila sadalīšanās), augu, bet īpaši jūras organismu metaboliskie procesi. Par būtisku oglekļa oksīdu avotu uzskatāmi dažādi fotoķīmiskie procesi (īpaši metāna oksidēšanās), kuros CO izdalās kā blakusprodukts.

                Attēls 65. Oglekļa cikls



                Attēls 66. No Saules nākošā elektromagnētiskā starojuma absorbcijas princips Zemes atmosfērā. Jo augstāka CO2 un H2O koncentrācija, jo vairāk infrasarkanā starojuma tiek absorbēts un reemitēts.
                    Oglekļa oksīda transformācijas procesi galvenokārt norit ar hidroksil- un hidroperoksīdradikāļu starpniecību, atomāro skābekli vai ozonu.
                          HO. + CO ® CO2 + H
                          HO2. + CO ® HO. + CO2
                    Jāatzīmē arī augsnes lielā loma oglekļa oksīda saistīšanā, ko nosaka augsnes mikroorganismu darbība.
                    Oglekļa dioksīds sastāda 0,034% no atmosfēras tilpuma. Tajā pašā laikā šīs vielas loma atmosfērā noritošajos procesos ir ļoti liela. Oglekļa dioksīds absorbē (tāpat kā ūdens molekulas, ozons, metāns un citas vielas) un atstaro infrasarkano starojumu, kuru emitē Zemes virsma (attēls 66). Tā kā no Saules nākošais infrasarkanais starojums tiek atstarots kosmiskajā telpā mazākā mērā nekā no Zemes virsmas nākošais, bet CO2 koncentrācija atmosfērā pieaug, ir izvirzīta hipotēze, ka tas kopumā var novest pie tā saucamā siltumnīcas efekta, proti, temperatūras pieauguma uz Zemes. Vienlaikus siltumnīcas efekts uzskatāms par parādību, kas nosaka arī esošo Zemes klimatu. Temperatūru uz Zemes nosaka līdzsvars starp ienākošo Saules starojuma enerģiju un no Zemes virsmas atstaroto enerģiju. Saules enerģijas daļu, kas tiek atstarota, sauc par albedo. Atstarots no zemes virsmas tiek vispirms starojums ar augstu viļņa garumu- infrasarkanais starojums, un to var aprakstīt ar Stefana-Bolcmana likumu:
                    kur: e- konstante, kas apraksta atstarošanas intensitāti no Zemes virsmas (vidēji 0.97 ūdens virsmai);
                        s-absolūti melnā ķermeņa starojuma konstante 5.7 ´ 10-12 W/cm2K4;
                        T-absolūtā temperatūra.
                    Jāatzīmē, ka pēc šīs formulas aprēķinātā Zemes temperatūra ir ievērojami zemāka nekā tā, kāda tā ir faktiski. Tātad esošā temperatūra uz Zemes, kas faktiski nodrošina dzīvības pastāvēšanu, lielā mērā ir atkarīga no siltumnīcas efekta pastāvēšanas. Vienlaikus jāatzīmē, ka dažādās siltumnīcas efektu veidojošās vielas var dažādā mērā ietekmēt Zemes klimatu, gan, ņemot vērā to spēju atstarot atpakaļ infrasarkano starojumu, gan arī to koncentrāciju atmosfērā.
                    Ņemot vērā CO2 emisijas apjomu pieaugumu, tiek vērtēts, ka līdz nākošā gadsimta vidum oglekļa dioksīda saturs dubultosies, salīdzinot ar mūsdienām, kas var novest pie Zemes vidējās temperatūras palielināšanās par 1,5 - 4,50 C. Bez CO2 un CO siltumnīcas efektu izraisa vēl vesela rinda vielu, kuru potenciālā ietekme uz iespējamām klimata izmaiņām ievērojami atšķiras. Ja CO2 potenciālo ietekmi uz Zemes klimatu pieņem par 1, tad citu siltumnīcas efektu izraisošo vielu relatīvais potenciāls ietekmēt Zemes siltuma bilanci var būt ievērojami lielāks: metānam tas ir 11, N2O- 270, bet freonam CF3Cl- 3400. Tajā pašā laikā ir jāatzīmē, ka atšķirīgu pētnieku grupu vērtējumi par faktisku CO2 pieauguma ietekmes scenāriju visai būtiski atšķiras.
                    Attēls 67. Temperatūras anomāliju raksturs Eiropā 1999 gada februārī

                    Attēls 68. Ledus urbumu veikšana Grenlandē klimata mainības izpētei

                Attēls 69. Ogļskābās gāzes un atmosfēras temperatūras izmaiņu kopsakarības

                    Nozīmīgs CO2 antropogēnās emisijas avots ir fosilā kurināmā sadedzināšana. Tomēr pastāv arī citi tā emisijas avoti, kuru loma kopējā ogļskābes bilancē ir ievērojami mazāk apzināta. Tādu vidū vispirms var minēt dabisko augšņu kultivēšanu, kas noved pie augsnes organiskās vielas intensīvas oksidēšanas par CO2.
                    Bez oglekļa oksīdiem arī citi oglekļa savienojumi var ievērojami ietekmēt Zemes siltuma bilanci. Šo savienojumu vidū vispirms var minēt metānu CH4. Tiek pieņemts, ka pēdējās desmitgades laikā metāna saturs atmosfērā pieaug par 1-2 % gadā un lielā mērā to nosaka cilvēka darbība. Galvenie metāna avoti ir organiskās vielas sadalīšanās bezskābekļa vidē jeb anaeroba sadalīšanās. Līdz ar to lopkopības un lauksaimniecības attīstība producē metāna daudzumu, kas salīdzināmi ar tā emisijas apjomiem dabisko procesu rezultātā. Ievērojami metāna avoti izdalās rīsa audzēšanas procesā. Par nozīmīgiem metāna koncentrācijas pieauguma avotiem atmosfērā var uzskatīt arī naftas ieguves un pārstrādes industriju, metāna izdalīšanos sadzīves un ražošanas atkritumu sadalīšanās rezultātā. Ņemot vērā metāna dzīves laiku (10 gadi) atmosfērā un to, ka, tam degradējoties, veidojas CO2, metāns uzskatāms par videi bīstamu siltumnīcas efektu izraisošu gāzi. Vienlaikus daudzi procesi, kas nosaka metāna apriti vidē, nav pietiekami izpētīti un, piemēram, metāna klatrāti (ledus struktūras, kas satur ieslēgtas metāna molekulas), gan mūžīgā sasaluma joslā, gan ledājos satur ievērojamus metāna daudzumus.


                5.7. AEROSOLI UN PUTEKĻI ATMOSFĒRĀ

                    Atmosfēras gaisā var atrast visdažādākā tipa, sastāva un izmēru daļiņas. To izmēri var mainīties no mikrona līdz milimetra daļām. Smalkākās daļiņas (izmēri < 10 mm) apzīmē par aerosoliem, bet rupjākās par putekļiem. Arī šķīdumu mikropilītes (migla) pieskaitāmas pie aerosoliem. Aerosolus var iedalīt atkarībā no izcelsmes avota, kas var būt zeme, jūra (pirmējie aerosoli) vai cilvēku darbība, kā arī aerosolu veidošanās ķīmisku vai mehānisku procesu rezultātā (sekundārie aerosoli). Galvenie aerosolu veidošanās avoti ir dažādi dabīgie procesi - augsnes, to veidojošo minerālu daļiņu nokļūšana atmosfērā vēja darbības rezultātā, putekļu vētras, vulkānu izvirdumi, mežu ugunsgrēki, iztvaikošana no jūru un okeānu virsmas (veidojas sāļu aerosoli). Tomēr mūsdienās cilvēka darbība nosaka liela daudzuma aerosolu un putekļu nokļūšanu gaisā. Galveno antropogēnās izcelsmes avotu vidū jāmin tādi procesi kā enerģijas ieguve, celtniecības materiālu ražošana un kalnrūpniecība, lauksaimniecība, aviotransports un citi .
                    Aerosoli var veidoties, kā arī gaisā nokļuvušu daļiņu sastāvs var mainīties, dažādu ķīmisku reakciju rezultātā. Šeit vispirms ir jāmin sēra un slāpekļa oksīdu lielā loma šādos procesos. Tā kā gaisā esošās cieto vielu daļiņas kalpo par kondensācijas centru ūdens tvaikiem, tad praktiski visas šādas reakcijas norit ūdens vidē vai klātbūtnē, un tipiskākie to piemēri saistās ar skābo nokrišņu veidošanos.
                          2SO2 + O2 + 2H2O ® 2H2SO4
                          H2SO4 + 2NH3 ® (NH4)2SO4
                          H2SO4 + CaCO3 ® CaSO4 + H2O+ CO2
                    Aerosolu likteni un veido�anos atmosfēras gaisā ietekmē arī vairāki mehānismi un fizikālie procesi:
                    1. Koagulācija un sedimentācija. Sīkākās aerosolu daļiņas var salipt, veidojot lielākus agregātus. Šis process ietekmē aerosolu un putekļu stabilitāti un to uzturēšanās laiku atmosfērā. Daļiņu izkrišanas ātrumu var aprakstīt ar Stoksa formulu.

                kur: n - izkrišanas ātrums, cm/sek;
                    g - brīvās krišanas paātrinājums cm2/sek;
                    d - daļiņas diametrs, cm;
                    P1; P2 - daļiņas un gaisa blīvums, g/cm3;
                    h - gaisa viskozitāte, puāzi.
                    Daļiņas, kuru izmēri ir mazāki par 0,01 mm, ir pakļautas Brauna kustībai un to izkrišana notiek ļoti lēni, bet daļiņas, kas ir lielākas par 10 mm, izkrīt ātri.
                    2. Atmosfērā esošie putekļi un aerosoli (0.1-20 mm) kalpo par ūdens tvaiku kondensācijas centriem un šādā veidā var tikt izvadīti no gaisa.
                    3. Lielākas putekļu daļiņas var sabrukt, veidojot mazāka izmēra aerosolus. Šo procesu sauc par dispersiju.
                    Tā kā aerosolu un putekļu daļiņām ir liela īpatnējā virsma, tad uz tām var sorbēties atmosfēras gāzes, ķīmiskas vielas, mikroorganismi un ūdens tvaiki. Sorbcijas process līdz ar to nosaka aerosolu visai sarežģīto sastāvu. Ja sorbcijas rezultātā izmainās aerosolu ķīmiskais sastāvs, tad šādu procesu apzīmē par hemosorbciju, kā tas, piemēram, notiek sēra, slāpekļa oksīdiem reaģējot ar dzelzs vai alumīnija oksīdu saturošiem aerosoliem.
                          2Fe2O3 + 6SO2 ® 4Fe2(SO4)3
                          2CaO + 2SO2 + O2 ® 2 CaSO4
                    Atmosfēras gaisā nonākošie aerosoli var kalpot par dažādu ķīmisku reakciju katalizatoriem, piemēram, cinka un dzelzs oksīdus saturoši aerosoli var katalizēt sēra dioksīda oksidēšanu par sēra trioksīdu.
                    Kopumā ķīmiskās pārvērtības, kas notiek ar aerosoliem, var ievērojami izmainīt to īpašības un sastāvu. Tā, piemēram, cementa ražošanas putekļi, tiem nokļūstot atmosfērā, ievērojami samazina sēra un slāpekļa oksīdu saturu, veidojot attiecīgos kalcija un magnija sāļus, un tādējādi ietekmē atmosfēras nokrišņu pH.
                    Putekļu un aerosolu daļiņas ir arī elektriski lādētas. Aerosolu un putekļu ķīmiskais sastāvs var visai ievērojami atšķirties atkarībā no to avota. Aerosoli var sastāvēt no ūdenī šķīstošiem joniem vai ūdenī mazšķīstošām daļiņām. Tajā pašā laikā aerosolu sastāva analīze ļauj noteikt aerosolu avotus. Dabiskās izcelsmes aerosolus pamatā veido kālija, alumīnija, silīcija, nātrija, joda, dzelzs, hlora un oglekļa savienojumi. Smago metālu un komplicētu organisko vielu klātbūtne aerosolu sastāvā liecina, ka to veidošanās notikusi cilvēku darbības rezultātā. Varbūtīgākie aerosolus veidojošo elementu avoti ir šādi:
                    - Al, Fe, Ca, Si - augsnes erozija, minerālu dēdēšana;
                    - C - fosilā kurināmā nepilnīga sadegšana;
                    - Na, Cl, SO4-2 - jūras, okeānu aerosoli, arī fosilā kurināmā sadedzināšana;
                    - Pb - degvielas un atkritumu dedzināšana.
                    Atmosfērā esošie aerosoli un putekļi var būtiski ietekmēt Zemes klimatu. To pierāda gan Zemes klimata ilgtermiņa izmaiņu analīze, gan vulkānu izvirdumu rezultātā atmosfērā nokļuvušo putekļu satura pieauguma ietekme uz klimatu.
                    Nozīmīga aerosolu grupa ir organiska sastāva aerosoli. To avots var būt gan dabiskie procesi (augi, mežu ugunsgrēki, organisko vielu sadalīšanās), gan arī antropogēnie procesi.

                5.8. Nokrišņu ķīmiskais sastāvs

                Atmosfēras neatņemama sastāvdaļa ir ūdens tvaiki, kuri ar laiku kondensējas mākoņu un nokrišņu veidā, kondensācija ir īpaši raksturīga augšupejošām gaisa strāvām un visintensīvāk norisinās troposfēras augšējā daļā, kur veidojas no sīkiem ledus kristāliņiem sastāvošie spalvu mākoņi.
                Ūdens iztvaikošana ir kolosāls dabiskas destilācijas process, un atmosfēras ūdens satur mazāk sāļu nekā citi ūdens veidi, tomēr arī tajā ir konstatēti daudzi elementi. Nokrišņu sastāvā vadošā loma ir tiem pašiem komponentiem, kā citos dabiskajos ūdeņos: Ca, Mg, Na, K, B, N, S, C, Cl, Br, J, F u.c., it īpaši Na+, Mg2+, Ca2+, HCO3-, SO42- un Cl- joniem. Jāatzīmē, ka jūras piekrastes rajonos šo jonu attiecības ir tuvas to attiecībām jūras ūdenī, bet dziļāk kontinentu iekšienē pieaug Ca2+ un HCO3- loma. Pētījumi piejūras apgabalos ir parādījuši, ka stabils jūras iespaids uz nokrišņu sastāvu izpaužas līdz 200-250 km attālumā. Baltijā vidējais lietus ūdens sāļu saturs ir 0,04-0,05 g/l, pH 5,0-6,5.
                Galvenie atmosfēras ūdens jonu avoti ir:
                    · jūras ūdens šļakatas (Na+, Cl-, Mg2+),
                    · eolā sausu sāļu ienese no sauszemes arīdos rajonos,
                    · vulkānu izvirdumi (CO2, SO2, SO3, HCl, NH3),
                    · rūpnieciskais piesārņojums (CO2, SO2, SO3, slāpekļa oksīdi).
                Galvenais rūpnieciskā piesārņojuma avots ir kurināmā sadedzināšana, ir novērojamas tā sezonālas svārstības (vairāk apkures sezonā), kā arī atkarība no apdzīvotās vietas atrašanās vietas, lieluma, rūpniecības uzņēmumu koncentrācijas. Sezonālas svārstības raksturīgas arī amonjakam ar palielināšanos veģetācijas laikā, jo galvenais amonjaka avots ir organisko vielu sadalīšanās augsnēs.
                Nokrišņi pa laikam uzrāda arī zināmu radioaktivitāti, kuras iemesls ir radiogēnas izcelsmes radons, augstāka tā parasti ir lietus sākumā, kā arī pērkona negaisu laikā, par lietu radioaktīvāks ir sniegs. No lietus sastāva visumā maz atšķiras parasto miglu sastāvs, tikai pēdējām, pat augstkalnu rajonos, raksturīga augstāka mineralizācija, jo miglas veidojas zemāk nekā lietus mākoņi un vairāk koncentrē atmosfēras apakšējo slāņu sāļus.
                    Dažādu skābo oksīdu (NO, NO2, SO2, SO3) nokļūšanu palielinātos daudzumos atmosfērā nosaka to, ka atmosfēras nokrišņu pH var pazemināties, bet vienlaikus atmosfēras nokrišņu sastāvs var ievērojami izmainīties. Šādiem nokrišņiem izkrītot var tikt ietekmēti ūdeņi, kā arī augsne. Tīra ūdens pH ir ~ 5.7, ko nosaka atmosfēras ogļskābās gāzes izšķīšana un vājas skābes- ogļskābes veidošanās. Jūras sāļu aerosolu ietekmes rezultātā, kā arī atmosfērā nokļūstot augsnes erozijas rezultātā veidotiem aerosoliem, atmosfēras nokrišņu pH var pi