Goldschmidtin luokittelu

Goldschmidtin luokittelu eli Goldschmidtin diagrammi on norjalaisen mineralogin Victor Moritz Goldschmidtin (1888–1947) laatima luokittelu, jolla pyritään selittämään luonnossa esiintyvien alkuaineiden suhteellinen runsaus maan kuoressa ja ytimessä.  Luokittelussa alkuaineet jaetaan eri ryhmiin sen mukaan, ovatko ne rikastuneet pääasiassa oksideina tai happipitoisina suoloina Maan kuoreen (litofiiliset alkuaineet), sulfidimineraaleihin (kalkofiiliset alkuaineet), ytimeen (siderofiiliset alkuaineet) vai ilmakehään (atmofiiliset alkuaineet). Viimeksi mainituille on tyypillistä, että alkuaine tai jokin yhdiste, jossa se esiintyy, on kaasumainen tai helposti haihtuva nestemäinen.

 Eri ryhmiin kuuluvat alkuaineet 

Joidenkin alkuaineiden voidaan katsoa kuuluvaan useampaankin luokkaan. Seuraavassa taulukossa ne on luokiteltu sen mukaan, missä niillä on kaikkein suurin taipumus esiintyä.

<div style="text-align:center; background:; border:1px solid ; width:100%; max-width:800px; margin:0 auto;">
Goldschmidtin luokittelu alkuaineiden jaksollisessa järjestelmässä
 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 ryhmä → ↓ Jakso 1 1H  2He 2 3Li 4Be 5B 6C 7N 8O 9F 10Ne 3 11Na 12Mg 13Al 14Si 15P 16S 17Cl 18Ar 4 19K 20Ca 21Sc 22Ti 23V 24Cr 25Mn 26Fe 27Co 28Ni 29Cu 30Zn 31Ga 32Ge 33As 34Se 35Br 36Kr 5 37Rb 38Sr 39Y 40Zr 41Nb 42Mo 43Tc 44Ru 45Rh 46Pd 47Ag 48Cd 49In 50Sn 51Sb 52Te 53I 54Xe 6 55Cs 56Ba 15px 71Lu 72Hf 73Ta 74W 75Re 76Os 77Ir 78Pt 79Au 80Hg 81Tl 82Pb 83Bi 84Po 85At 86Rn 7 87Fr 88Ra 15px 103Lr 104Rf 105Db 106Sg 107Bh 108Hs 109Mt 110Ds 111Rg 112Cn 113Nh 114Fl 115Mc 116Lv 117Ts 118Og   15px 57La 58Ce 59Pr 60Nd 61Pm 62Sm 63Eu 64Gd 65Tb 66Dy 67Ho 68Er 69Tm 70Yb 15px 89Ac 90Th 91Pa 92U 93Np 94Pu 95Am 96Cm 97Bk 98Cf 99Es 100Fm 101Md 102No
Goldschmidtin luokittelu:
+ Litofiiliset Siderofiiliset Kalkofiiliset Aerofiiliset Vain hivenmäärin esiintyvät tai keinotekoisesti valmistetut
</noinclude>
</div>

Litofiiliset alkuaineet 

Litofiilisiksi sanotaan alkuaineita, jotka ovat rikastuneet Maan pintakerroksiin tai lähelle sitä, koska ne yhtyvät happeen muodostaen yhdisteitä, jotka eivät ole vajonneet Maan ytimeen. Ne esiintyvätkin etupäässä happipitoisina yhdisteinä, varsinkin silikaatteina mutta myös sulfaatteina, fosfaatteina, boraatteina, karbonaatteina ja halideina.  Litofiiliset alkuaineet muodostavat Maan kuoresta. Nimitys johtuu kreikan kielen sanoista lithos ja phileo, jotka merkitsevät kiveä ja rakastaa.

Litofiilisiä alkuaineita ovat:
 alkalimetallit: litium, natrium, kalium, rubidium ja cesium
 maa-alkalimetallit: (beryllium, magnesium, kalsium, strontium ja barium
 harvinaiset maametallit
 siirtymämetalleista skandium, titaani, vanadiini, kromi, yttrium, zirkonium, niobium, hafnium ja tantaali
 muista metalleista alumiini, torium ja uraani
 halogeenit: fluori, kloori, bromi ja jodi
 muista epämetalleista ja puolimetalleista happi, pii, boori ja fosfori.

Suurin osa litofiilisistä alkuaineista on S- ja F-lohkoihin kuuluvia hyvin reaktiivisia metalleja. Lisäksi ryhmään kuuluu pieni joukko reaktiivisia epämetalleja kuten happi ja halogeenit sekä jotkut D-lohkoon kuuluvat muita reaktiivisemmat metallit kuten titaani, zirkonium ja vanadiini.

Useimmat litofiiliset alkuaineet muodostavat hyvin vakaita ioneja, joiden elektronikonfiguraatio vastaa jotakin jalokaasua; toisinaan niissä kuitenkin on lisäksi muutama elektroni f-orbitaalilla. Ne harvat, jotka eivät yleensä esiinny ioneina, kuten pii, fosfori ja boori, muodostavat erittäin vahvoja kovalenttisia sidoksia, usein π-sidoksia hapen kanssa. Litofiilisten alkuaineiden suuri taipumus muodostaa happiyhdisteitä saa ne helposti sitoutumaan piidioksidin kanssa silikaateiksi, jotka muodostavat jokseenkin kevyitä mineraaleja, jotka ikään kuin kelluvat maan kuoressa vajoamatta ytimeen. Alkalimetallien muodostavat runsasliukoiset mineraalit sen sijaan kertyvät meriveteen tai myös kaikkein kuivimmille seuduille kuten suola-aavikoille, joissa ne ovat kiteytyneet. Niukkaliukoisemmat litofiiliset alkuaineet ovat keskittyneet ennen kaikkia kilpialueille, joista kaikki liukoiset mineraalit ovat weathered.

Koska useimmat litofiiliset alkuaineet yhtyvät helposti happeen, niitä esiintyy Maan kuoressa suurempana pitoisuuksina kuin aurinkokunnassa muutoin keskimäärin. Reaktiivisimpia s- ja f-lohkojen metalleja, jotka muodostavat joko ionisidoksellisia tai metallisia hydridejä, esiintyy maan kuoressa erityisen runsaasti suhteessa niiden yleisyyteen aurinkokunnassa. Tämä johtuu siitä, että Maan muodostumisen alkuvaiheissa se kemiallinen muoto, johon eri alkuaineet päätyivät, riippui ennen kaikkea niiden kyvystä muodostaa yhdisteitä vedyn kanssa. Näissä olosuhteissa s- ja f-lohkojen metallit rikastuivat Maan pintakerrokisiin, erityisesti rubidium, strontium ja barium, jotka yhdessä muodostavat yli 50 prosenttia kaikkien Maan kuoressa esiintyvien rautaa raskaampien alkuaineiden massasta.

Epämetalliset litofiiliset alkuaineet kuten fosfori ja halogeenit esiintyvät Maassa ionisidoksillina suoloina S-lohkon metallien kanssa pegmatiiteissa ja merivedessä. Lukuun ottamatta fluoria, jonka hydridi muodostaa vetysidoksia eikä sen vuoksi haihdu yhtä helposti, näitä alkuaineita esiintyy Maassa suhteellisen vähän, sillä Maan muodostumisvaiheessa niiden hydridit, jotka jo tavallisissa lämpötiloissa ovat kaasumaisia, pääsivät suurelta osin karkaamaan ulkoavaruuteen.  Maan kuoressa fosforia ja raskaimpia halogeeneja tosin on lähes yhtä suurina pitoisuuksina kuin Auringossakin, mutta maapallossa kokonaisuudessaan, ydin mukaan luettuna, niitä todennäköisesti on suhteellisesti vähemmän kuin koko aurinkokunnassa. 

Muutamilla siirtymämetallit kuten kromi, molybdeeni, rauta ja mangaani osoittavat sekä litofiilistä että siderofiilistä luonnetta, minkä vuoksi niitä esiintyy runsaasti sekä Maan kuoressa että ytimessä. Vaikka nämä metallit muodostavat vahvoja sidoksia hapen kanssa eikä niitä sen vuoksi esiinny Maan kuoressa vapaina alkuaineina, näitä alkuaineita todennäköisesti on metallisessa muodossa Maan ytimessä jäänteinä ajalta, jolloin ilmakehässä ei ollut happea. Puhtaasti siderofiilisten alkuaineiden tavoin näitäkin metalleja, rautaa lukuun ottamatta, on Maan kuoressa selvästi pienempinä pitoisuuksina kuin aurinkokunnassa keskimäärin.

Vaikka litofiilisiä metalleja on Maan kuoressa varsin runsaasti, niiden ja hapen välisen erityisen vahvan sidoksen vuoksi niitä ei pystytty eristämään yhdisteistään ennen elektrolyysin keksimistä. Kahden viime vuosisadan aikana monet niistä ovat kuitenkin saaneet suuren merkityksen joko käyttömetalleina kuten magnesium, titaani, vanadiini ja ennen kaikkea alumiini taikka kemianteollisuudessa käytettävinä pelkistiminä kuten natrium, magnesium ja kalsium.

Myös litofiiliset epämetallit kuten fosfori ja halogeenit ovat kaikki tulleet tunnetuiksi vasta uudella ajalla, vaikka ne onkin helpompi eristää yhdisteistään kuin litofiiliset metallit; näistä fluori on ainoa, jota ei voida eristää muutoin kuin elektrolyyttisesti. Vapaana alkuaineena kloori on erityisen merkittävä hapettimena; useimmiten sitäkin tosin valmistetaan elektrolyyttisesti natriumkloridista.

Siderofiiliset alkuaineet 

Siderofiilisiä ("rautaa rakastavia") ovat ne siirtymämetallit, joilla on taipumus vajota Maan ytimeen, koska ne liukenevat helposti rautaan joko kiinteänä liuoksena tai sulassa tilassa. Vahvasti siderofiilisiä alkuaineita ovat rutenium, rodium, palladium, renium, osmium, iridium, platina ja kulta
, heikommin siderofiilisiä koboltti, nikkeli, molybdeeni, hopea ja volframi. Myös mangaania, niobia, vanadiinia ja kromia pidetään toisinaan siderofiilisinä, mutta niiden luokittelu riippuu oletetusta lämpötilasta ja paineesta.. Joissakin lähteissä siderofiilisiksi on luokiteltu lisäksi germanium, vaikka se ei ole siirtymämetalli.

Useimmilla siderofiilisillä alkuaineilla ei ole lainkaan taipumusta muodostaa yhdisteitä hapen kanssa. Esimerkiksi kullan oksidit ovat hyvin epävakaita. Nämä alkuaineet muodostavat vahvempia sidoksia hiilen ja rikin kanssa, mutta niidenkin kanssa heikommin kuin kalkofiiliset alkuaineet. Maan ytimen tiheissä kerroksissa ne muodostavat sen sijaan metallisodoksia raudan kanssa, joka suuren paineen vuoksi pysyy siellä kiinteässä tilassa.

Muista siderofiilisistä alkuaineista poiketen rauta, mangaani ja molybdeeni kuitenkin muodostavat vahvoja sidoksia hapen kanssa. Maan alkuaikoina, jolloin ilmakehässä ei ollut vapaata happea, ne kuitenkin esiintyivät vapaina alkuaineina, ja silloin mangaani ja molybdeeni sekoittuivat niin helposti rautaan, etteivät ne rikastuneet pääasiassa silikaateista muodostuvaan Maan kuoreen. Rautaa sen sijaan on runaasti sekä Maan kuoressa että ytimessä.

Koska siderofiiliset alkuaineet ovat suurimmalta osaltaan keskittyneet Maan tiheään ytimeen, Maan kuoressa useimpia niistä on vain niukasti. Muutamat niistä onkin vanhastaan tunnettu kallisarvoisina jalometalleina.  Niiden pitoisuudet maan kuoressa ovat useita suuruusluokkia pienemmät kuin aurinkokunnan aineessa keskimäärin.  Reniumia on maan kuoressa vähemmän kuin yksi miljardisosa, vähiten kaikista siirtymämetalleista.   Taloudellisesti hyödynnettävät jalometallien malmit ovat yleensä syntyneet erittäin mafisten kivilajien eroosion tuloksena, mutta niissäkään niiden pitoisuudet eivät yleensä ole kovin suuret. Koska niitä kuitenkin esiintyy runsaammin Maan vaipassa ja ytimessä, siderofiilisten alkuaineiden uskotaan muodostavan maapallon koko massasta, ydin mukaan luettuna, suunnilleen yhtä suuren osan kuin koko aurinkokunnankin massasta.

Kalkofiiliset alkuaineet
Kalkofiilisiä alkuaineita ovat antimoni, arseeni, kadmium, elohopea, gallium, germanium, hopea, indium, kadmium, kupari, lyijy, rikki, seleeni, sinkki, tallium, telluuri, tina ja vismutti.

Kalkofiiliset alkuaineet ovat pysyneet Maan pinnalla tai sen läheisyydessä, koska ne yhtyvät helposti rikin tai muiden kalkogeenien, eivät kuitenkaan hapen kanssa yhdisteiksi, jotka eivät ole vajonneet Maan ytimeen.

Kalkofiilisiä ovat ne metallit ja raskaamat epämetallit, jotka eivät helposti yhdy happeen mutta kylläkin rikkiin muodostaen käytännöllisesti katsoen liukenemattomia sulfideja. Termi kalkofiilinen onkin muodostettu kreikan sanasta khalkós (χαλκός), joka tässä yhteydessä merkitsee malmia, joskin klassisessa kreikassa sama sana tarkoitti myös pronssia tai kuparia.

Koska näiden sulfidien tiheys on selvästi suurempi kuin silikaattimineraalien, kalkofiiliset alkuaineet erottuivat litofiilisistä, kun Maan kuori ensimmäisen kerran kiteytyi, päätyen silikaattien alapuolelle. Siksi niiden pitoisuudet Maan kuoressa ovat pienemmät kuin muualla aurinkokunnassa keskimäärin, mutta koska nämä mineraalit eivät ole metalleja, niitä on Maan pintakerroksissakin selvästi enemmän kuin siderofiilisiä alkuaineita.

Poikkeuksen muodostavat kuitenkin epämetallisimmat kalkofiiliset alkuaineet, jotka muodostavat helposti haihtuvia hydridejä. Koska Maan alkuaikoina vallitseva kemiallinen reaktio oli vedyn hapettuminen tai pelkistyminen, nämä alkuaineet poistuivat suurelta osin maapallolta avaruuteen, ja nyt niitä maapallolla kokonaisuudessaankin on paljon pienempi osa Maan kokonaismassasta kuin maailmankaikkeuden aineesta. Tämä koskee varsinkin seleeniä ja telluuria, jotka kuuluvatkin Maan kuoren harvinaisimpiin alkuaineisiin. Telluuria onkin Maan kuoressa vain suunnilleen saman verran kuin platinaa.

Kalkofiilisistä alkuaineista metallisimpia, kupari-, sinkki- ja booriryhmään kuuluvia, saattaa esiintyä myös Maan ytimessä rautaan sekoittuneina. Todennäköisesti niitä on maapallolla suunnlleen yhtä suuri osa kokonaismassasta kuin koko aurinkokunnassa, sillä ne eivät muodosta haihtuvia hydridejä. Sinkki ja gallium ovatkin jossakin määrin litofiilisiä luonteeltaan, sillä niitä esiintyy usein myös silikaattimineraaleissa, ja ne muodostavat melko voimakkaita sidoksia hapen kanssa. Galliumia saadaankin enimmäkseen bauksiitista, alumiinihydroksidimalmista, jossa galliumionit ovat korvanneet osan kemiallisesti samankaltaisista alumiini-ioneista.

Vaikka kaikki kalkofiiliset alkuaineet ovat Maan kuoressa jokseenkin harvinaisia, ne muodostavat suuren osan kaupallisesti tärkeistä metalleista. Tämä johtuu pitkälti siitä, että litofiiliset metallit voidaan eristää vain runsaasti energiaa vaativan elektrolyysin avulla, kun taas kalkofiiliset metallit voidaan helposti eristää hiilellä pelkistämällä. Sitä paitsi niitä paikoitellen esiintyy geokemiallisten prosessien tuloksena suuresti rikastuneina, äärimmäisissä tapauksissa jopa 100 000-kertaisina pitoisuuksina verrattuna niiden keskimääräiseen pitoisuuteen. Suurimmat rikastumat ovat korkeilla ylängöillä kuten Tiibetissä ja Bolivian altiplanossa, joissa suuret määrät kalkofiilisiä alkuaineita on noussut maan pintakerroksiin mannerlaattojen törmäyksissä.

Atmofiiliset alkuaineet 
Atmofiilisiä alkuaineita ovat vety, hiili, typpi ja jalokaasut.

Atmofiilisiä alkuaineita sanotaan myös haihtuviksi alkuaineiksi. Määritelmän mukaan niitä ovat alkuaineet, joita enimmäkseen esiintyy Maan pinnalla tai sen yläpuolella, koska ne Maan pinnalla vallitsevissa lämpötiloissa ovat nestemäisiä tai kaasumaisia. Jalokaasut eivät muodosta vakaita yhdisteitä ja esiintyvät yksiatomisina kaasuina. Myös typpi voi esiintyä yksiatomisena, mutta pääasiassa se esiintyy kaksiatomisina molekyyleinä, joissa oleva sidos on niin voimakas että kaikki typen oksidit ovat termodynaamisesti epävakaita ja hajoavat vähitellen vapaaksi typeksi ja hapeksi. Niinpä kun ilmakehään fotosynteesin vaikutuksesta alkoi kertyä vapaata happea, ammoniakki hapettui sen vaikutuksesta vesihöyryksi ja molekyyliseksi typeksi, jota nykyisin on neljä viidesosaa Maan ilmakehästä. Myös hiili luokitellaan atmofiiliseksi, koska se muodostaa hyvin lujia kaksois- ja kolmoissidoksia hapen kanssa hiilimonoksidissa ja hiilidioksidissa. Hiilidioksidi on ilmassa neljänneksi eniten esiintyvä kaasu. Myös hiilimonoksidia päätyy ilmakehään muun muassa tulivuorista ja metsäpaloista sekä myös ihmisen toiminnan tuloksena, mutta sitä esiintyy vain hivenmäärin, sillä se hapettuu muutamassa kuukaudessa hiilidioksidiksi.

Vety, jota maapallolla on enimmäkseen yhdisteenään, vetenä, on myös luokiteltu atmofiiliseksi. Vesi on luokiteltu haihtuvaksi, koska suurin osa siitä on nesteenä tai höyrynä, joskin sitä on maan pinnalla myös kiinteänä jäänä.

Koska atmofiiliset alkuaineet joko ovat kaasuja tai muodostavat haihtuvia hydridejä, ne muodostavat Maan massasta paljon pienemmän osan kuin Aurinkokunnan kokonaismassasta, sillä Maan syntyvaiheissa suuri osa näistä alkuaineista poistui avaruuteen. Raskaimmat jalokaasut krypton ja ksenon ovat Maassa vähiten esiintyvät vakaat (ei-radioaktiiviset) alkuaineet.

Hiven- ja keinotekoiset alkuaineet 

Keinotekoiset alkuaineet on jätetty luokittelun ulkopuolelle, sillä niitä ei esiinny luonnossa.

Keinotekoisiin alkuaineisiin rinnastetaan myös ne radioaktiiviset alkuaineet, joita luonnossa esiintyy vain hivenmäärin: teknetium, prometium, polonium, astatiini, radon, frankium, radium, aktinium, protaktinium, neptunium ja plutonium. Niitä esiintyy luonnossa vain niiden pitkäikäisistä emoaineista, uraanista ja toriumista, alkavien hajoamissarjojen välijäseninä tai niistä muiden ydinreaktioiden tuloksena syntyneinä

Kemiallisten ominaisuuksiensa perusteella esimerkiksi polonium voitaisiin luokitella kalkofiiliseksi, mutta koska sitä esiintyy vain uraanipitoisissa mineraaleissa uraanista syntyneenä, esiintymisensä perusteella se voitaisiin luokitella litofiiliseksi. Edes radon, vaikka onkin kaasu, ei lyhytikäisyytensä vuoksi yleensä ehdi kulkeutua kovin kauas sen synnyttäneesä uraaniesiintymästä, ennen kuin se jo hajoaa. Tutkimuksen, tekniikan ja lääketieteen tarpeisiin näitä alkuaineita valmistetaan keinotekoisesti ydinreaktoreissa , sillä niiden eristäminen uraanimalmeista, joissa  niitä on vain hivenmäärin, olisi hyvin työlästä ja kallista.

 Lähteet 

Luokka:Kemia
Luokka:Mineralogia