Brown & Mussett The Inaccessible Earth 04 Chapter (Д. Браун, А. Массет - Недоступная Земля), страница 6

а. ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ системы 75 Ге + 4МВВ(Оз + ГезОе -ь 4МяГеЯОе. нсисэо ггироиии мьачат сливин Это ыроисходнт в хондритах более высоких ступеней метаморфнзма. Ван Шмус н Вуд Ь230) разработали в 19б7 г. классификацию хоыдритов одновременно н по составу, и по степени метаморфизма (табл. 4.3). Метеориты, располагающиеся в каждой отдельной строке, относятся к одной химически родственной серии с возрастанием метаморфизма слева направо.

Соответственно те метеориты, которые помещены слева, изменены в нанмеыьшей степени в рассматриваются как наиболее «прнмытивнырр>, т.е. Первичньуй, материал. Углистые (углеродистые) хондриты отличаются от других типов значительным содержанием кристаллизоваыыой (связанной) воды„углеродных соединений н серы, но малым содержанием свободных металлов. На рис. 4.9 видно, что это наиболее окисленная группа метеоритов с высокими значениями отношения Ге/БЬ Угластые хондрнты испытали самый слабый по сравнению с другими метеоритами мета- Твбдввв 43.

Кдвссифвкацвй ховлрвтов Саенень меааиорфиэма ( Воэрасаание самани нерекристаллиэааин ) П риблюкенгм к химическому равновесию Уменьшение содераанил леаучнк н а.д. ! г 5 5 б Гюи! хоидриаое Звстатвтовые (Е), т.с. содержащие богатий мвхпвем ортопвроксеи эв- статвт ЕЗ(0) Е4(З) Е5(2) Еб(6) НЗ(б) Ь1 (9) ЬЬ1(6) Высовожелезвстые (Н) Нвзкожелезистые (Ь) Очень визкоислезистые (ЬЬ) Углистьге (С) С1(Я С2(18) СЗ(9) С4(1) Примечание.

Цифры в снискал показывают число падений метеоритов данной категории. Рамкой обведены так называемые обыкновенные хондриаи-наиболес распргютранснвав группа. (По Ван Шмусу н Вулу [250], с изме«савами.) Хондриты можно классифицировать двумя способами. Первый способ-классификация по составу.

На рис. 4.9 показано, как хондрнты можно разбить на дискретные классы, используя в данном случае ноотыошения между железом, кислородом и кремнием. Полагают, что этн классы представляют различные материнские тела, находяпщеся на раипых стациях окисления и нмеющие разные. отношения Ге/б( (подробное обсуждение см. в разд. 5,4). Вторая классифи!ищия-непрерывная н основана ыа степени перекристаллизации (ыли «метаморфызма»), которой подвергся метеорит. Например, в некоторых метеоритах хондры взщны очень четко, в других-не столь четко, а в третьих они различаются только как <шризраки>м кристаллы прорастают через ых границы. Вообще говоря, метеориты, прошедшие только низшие ступени метаморфизма, далеки от химического равновесия, т.е.

некоторые мынералы, входящве в состав этих метеоритов, при достаточном нагреве не могут существовать совместно, в их элементы будут перестраиваться, например 7б к ОБРАЗОВлние солнечнОЙ системы морфизм, потому что онн потеряли бы свои более летучие компоненты„если бы были нагрепя всего Лишь до 180'С. Метеориты же, помещенные в колонку 6, испытали воздействие температур 700-800'С.

Важное значение углисгых хондритов заключается в том, что, будучи самыми «примятивными» из метеоритов, они считаются самыми близкимн по составу к первоначальной Солнечной туманности. Сопоставление хондритовых и солнечных «обилий» элементов (рис, 4.7) указывает на заметное сходство в относительной распространенности большинства элементов, кроме наиболее летучих.

Исключение составляет литий, который, вероятно, уничтожается на Солнце в процессе ядерных реакций (разд. 4.6,2). Это сходство состава подтверждает, что метеориты имеют важное значение для развития представлений о Солнечной системе. Метеориты дают также сведения об изотопных отношениях и о физико-химических условиях в развивающейся Солнечной туманности-сведения, которые нельзя получить, изучая только Солнце. 4.53.

Дифференцнроеалные метеориты-зыелеэные, иселеэокамеллые и ахондриты. Железные метеориты. У большинства железных метеоритов, когда их распилят„отполируют и протрават кислотой, на обработанных поверхностях обнаруживается решеткообразный узор, который называют видманштеттовыми фигурами (рис. 4.8,а). Такой узор возникает в том случае, если при понижении температуры два кристаллизующнхся минерала уже не могут полностью смешиваться в твердом виде. Предположим, атомы двух элементов сходны, но не идентичны (таковы, например, атомы железа и никеля), и поэтому они, каждый в отдельности, образуют кристаллические решетки, слегка отличающиеся одна от другой. При высокой температуре зти два типа атомов могут свободно обмениваться в кристалле вследствие рыхлой упаковки в расширившейся кристаллической решетке.

Но прн понижении температуры различие между атомами разных типов становится заметным. Наступает момент, когда энергия всей системы может быль уменьшена путем распределения атомов в две различные решетки с преобладанием разных элементов, даже если при этом в местах стыка решеток не получается хорошего совпадения границ.

Чтобы несовпадение было минимальным, новые решетки растут в материнской решетке вдоль преобладающих направлений в виде нласшилок зкссоллл(нн (распада твердого раствора). Знакомый петрологам пример-пертитовая структура в щелочных полевых шпагах. На рис. 4.10 приводится фазовая диаграмма длн твердых железо-никелевых смесей. Рассмотрим смесь, содержащую, скажем, 10;Г никеля в железе, при начальной температуре 1000'С (точка А на рис.

4.10). При этой температуре оба элемента полностью смешиваются в твердом растворе, ио когда температура падает до точки В, зто уже не так. Ниже точки В внутри решетки тзнита (7-фазы никелнстого железа) образуетсн камясит (и-фаза никелистого железа)', имеющий состав В,. Дальнейшее охлаждение до точки С увеличивает несходство двух кристаллических решеток, хотя доли С, и Сз должны быть такими, чтобы в общем составе было 10;4 )Ч) и 90;4 Ге. Камасит образуется внутри тэнита вдоль определенных плоскостей, соответствующих поверхностям октаэдра; поэтому для таких метеоритов иногда используется название «октаздрнт».

Поверхности октаэдра (состоящего нз двух пирамид, примыкающих основаниями) принадлежат только четырем плоскостям, так как противоположные грани параллельны, и на случайных сре- ' В оригинале тзннт ошибочно нкзлен «-фззой, е кемесит-7-фззой никелистого железа; Прим. лерке. 4, ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ 77 О о Ф ф Ье Рис. 4,10. Фаэовак диаграмма твердой смеси Ге-141 нри атмосферном делленнн. Клмаент обраэуетск вдоль олоекостей октаэдра неркоаачельиого тэиита, н коэникающне ири эпнг видманштечтовы фигуры можно обнаружить, как показано иа схеме.

ерекле, на произвольном срезе через кристаллическую решетку е эе го Эе 40 бо Содержанке нннелн, еее. Н 185З. эах через кристалл появлаются разнообразные видманштегтовы фигуры, похожие, однако, на узорьь которые видны на рис 4.8,а и на врезке к рис. 4.10. Для полного развития пластинок экссолюции необходимо, чтобы у атомов было достаточно времеви для перераспределения путем диффузии в твердом состоянии, а посколъку при понижении теъшературы диффузия замедляется, в конце концов состав крнсталлическвх решеток оказывается «замороженнымэ.

Чем быстрее происходит охлаждение, тем выше температура торможения диффузии. Детальное исследование состава пласппюк экссолюции в ряде хгелезных метеоритов дает для скорости охлаждения величины порядка 1-10'С за миллион лет. Такое медленное охлаждение лучше всего объясняется, если предположить, что каждый такой метеорит был частью горячего тела, остывавшего медленно из-за своего размера, а таске вследствие изолирующего действия «мантви», состоявшей из снликатоа. Расчеты показывают, что диаметр такого тела должен бъпь порядка нескольких. сотен километров, что сравнимо с размерамн крупных астероидов. Ахондриты.

Из четырех групп метеоритов только ахондраты в челе-то похожи на известные земные породы. Некоторые ахондрнты близки к оливиновым базальтам и мелкозернистым перидотнтам и, следовательно, могли образоваться толъхо в процессе химической очистки, включающей плавление внутри какого-то тела, как это описывается в равд. 5.2.2.

Железокаменные метеориты. Наиболее распространенные метеориты этой группы состоят нз железо-никелевой массы с включениями оливина и небольшим количеством других сиэпшатных минералов (рис. 4.8,б). Металлическая фаза похожа на то, что наблгодается в октаэдритах, и, вероятно, эти два типа метеоритов связанм между собой. Мииерилы дифференпированных метеоритов всех трех типов кристаллизовались при высоких температурах, а в случае железных метеоритов имеются данные о медленном 78 4.

ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОИ СИСГЕМЫ охлаждении. Возможно, это обломки, образовавшиеся в результате столкновения астероидов, что подтверждается чрезвычайно неправильной формой малых астероидов, а также небольшой длительностью существования обнаженной поверхности метеоритов. Вывод о таком возрасте делается по степени изменения, связанного с бомбардировкой космическими лучами и затрагивающего только обнаженные поверхности.

Возраст обнаженных поверхностей бывает гораздо меньше, чем возраст образования вещества метеоритов (см, разд. 45.4), и в некоторых случаях составляет только несколъко миллионов лет. Часто оказывается, что поверхности метеоритов целого класса имеют один и тот же возраст„это позволяет предположить, что все онн возникли при одном столкновении, Считают, что дифференцированные метеориты происходят, по всей видимости, нз астероидов, испытавших когда-то плавление: металлы выпали из расплава, образовав ядро, окруженное силикатной мантией с переходным слоем между ними. Такое тело медленно остывало, а затем было разбито при столкновении на куски, и иэ трех его слоев получились железные и железокаменные метеориты и ахондряты. Аналогия с соответствующими слоями Земли напрашивается сама собой.