В.Н. Жарков - Внутреннее строение Земли и планет (1119250), страница 74
Текст из файла (страница 74)
Оказалось, что возрасты группируются вблизи двух значений: 4.460 ⋅ 109 лет (интерпретируется как время образования лунной коры)и 3.860 ⋅ 109 лет (согласуется с возрастом Моря Дождей и интерпретируетсякак возраст выбросов при ударном образовании круговых морей). Для времени конденсации протопланетного облака принимают значение 4.570 ⋅ 109 лет.337Таблица 30Состав лунных материков, всей Луны и мантии Земли(С.Р.
Тейлор, 1979 г.)ЭлементSiO2 , %TiO2 , %Al2 O3 , %FeO, %MgO, %CaO, %Na2 O, %K, г/т 3U, г/103 тTh, г/103 тK/U, г/103 тЛунныематерики450.5624.66.68.614.20.456002409002.500Вся Луна420.48.012316.00.180–10030–40120–1502.500МантияЗемли146.10.24.38.237.63.10.4250———МантияЗемли2450.163.38.0402.60.2150156010.0001 поА.Е. Рингвуду.С.Р. Тейлору (NiO = 0.26, Cr2 O3 = 0.44).3 г/т — количество граммов элемента в тонне породы.2 поОтсюда вытекает, что аккреция Луны с последующим плавлением всей (илизаметной части) Луны и ее кристаллизацией была завершена довольно быстро. Возраст образцов морских базальтов находится в интервале от 3.900 ⋅ 109до 3.160 ⋅ 109 лет, а по фотогеологическим данным в западной части ОкеанаБурь получено минимальное значение возраста 2.600 ⋅ 109 лет.
Морские базальты образовались при процессах частичного плавления в верхней мантииЛуны, которая предварительно потеряла габбро-анортозитовый материал коры.Датирование морских базальтов (Rb-Sr и Sm-Nd методами) позволило установить возраст кристаллизации и зон-источников. Оказалось, что кристаллизацияверхнемантийных пород произошла 4.400 ⋅ 109 лет назад или ранее, т.е. за сотнимиллионов лет до извержений.Поскольку все наблюдаемые лунные породы состоят в основном из нескольких минералов с различными химическими свойствами, проблему фракционнойкристаллизации лунных материалов можно рассмотреть по упрощенной схеме(Дж.В. Смит, 1982 г. рис. 101).
Всегда следует помнить, что в науках о Земле и планетах при построении эволюционных моделей мы в действительностиупрощаем реальную ситуацию. Это замечание относится и к понятию «Океана магмы», захватившего всю или большую часть ранней Луны; из него путемфракционной кристаллизации выделилась мощная лунная кора, фракциониро338Относительное количествоC'Ca,→(Al →АнортитNa,KCaAl2Si2O8)SiОстаточнаяETh, UниеастаE, P, Ba, нцерзооВ , REк)SiO 3, Caи Ti вCa, K(Fe (3, 4)Fe, N ение ScьшУмен3 2) DSiO (3,gMжидкостьSiO 4BMg) 2(Fe, (3, 6)ASiO )2 ,2Mg (340НеустойчивыйпрофильплотностиФракционная кристаллизация1Плавающие (?)полевые шпаты (2, 7)(содержащие Eu)Тонущийильменит (4, 7)FeTiO3Суспензированныепироксены(содержащие Sc)Осевший оливин(конвективноеперевертываниеслоев?)Стекающий Fe, FeS (∼6)Рис.
101. Упрощенная схема фракционной кристаллизации вероятного среднелунногосостава при низких давлениях. По мере развития процесса кристаллизации несмешиваемая с силикатами (Fe, FeS)-жидкость с плотностью, большей 5 г/см3 , будет непрерывноотделяться и опускаться к центру. Оливин должен начать кристаллизоваться в точке A,и этот процесс заканчивается в точке D. Поздний оливин должен быть обогащен Fe ииз-за высокой плотности (∼ 3.6 г/см3 ) будет образовывать гравитационно-неустойчивыйслой относительно подстилающего его раннего магнезиального оливина с ρ ∼ 3.2 г/см3 .Пироксен должен начать кристаллизоваться с составов, близких к MgSiO3 (∼ 3.2 г/см3 ),в точке B, и его плотность будет возрастать примерно до ∼ 3.4 г/см3 по мере того, какатомы Fe и Са замещают атомы Mg. Полевые шпаты (плотность ∼ 2.7 г/см3 ) должны плавать сверху в остаточной жидкости, поэтому они помещены вверху диаграммы.Их состав будет оставаться близким к CaAl2 Si2 O8 (анортиту), однако по мере кристаллизации от точки C′ вниз начнет входить в твердый раствор (Na, K)AlSi3 O8 (полевой шпат).
Тяжелый ильменит (FeTiO3 ) должен начать кристаллизоваться в точке E,и различные малые фазы представлены без обозначений (зачерненный участок). Привысоких давлениях плагиоклаз будет превращаться в шпинелевые и гранатовые фазы(см. рис. 28). Цифры на схеме указывают плотности. Процесс фракционной кристаллизации развивается слева направо.
Деления на вертикальной оси справа показываютотносительное количество соответствующей фазы (по Дж.В. Смиту, 1982 г.)ванная верхняя (а возможно и вся) мантия Луны и, наконец, маленькое гипотетическое ядро из Fe–FeS. Дело в том, что выделение коры, видимо, происходило нафоне роста и формирования Луны из планетезималий — тел астероидных размеров. Таким образом, «Океан магмы» создавался, рос и развивался одновременнос добавлением новых порции вещества, с процессами ударного метаморфизмаи плавления и переплавления кристаллизующегося вещества коры.Короткий интервал времени, протекший от момента конденсации протопланетного облака (∼ 4.570 ⋅ 109 лет назад) до становления мощной луннойкоры (∼ 4.460 ⋅ 109 лет назад), видимо, указывает на то, что Луна формировалась из больших астероидных камней с разогретыми недрами.
Чтобы эти камни,339формирующие Луну, не успели остыть за миллионы лет, они должны были обладать очень низкой теплопроводностью, а это означает, что камни были рыхлымиструктурами. Образовавшись из пылевой компоненты протопланетного облака,они из-за малых размеров (от километров до сотен километров) под действием самогравитации не смогли сжаться до состояния достаточно компактныхобразований. А при столкновении пористых тел кинетическая энергия удараболее эффективно преобразуется в тепловую энергию удара — неупругость соударения возрастает. Наконец, остается вопрос о том, каким образом ранниерыхлые астероидные тела успели разогреться за первые ∼ 105 –106 лет своегосуществования.
В настоящее время обсуждается идея о разогревании раннихпланетезималей короткоживущими радиоактивными элементами — например,распадом радиоактивного Al26 , следы которого в виде изотопов Mg26 находятв метеоритном веществе (время полураспада Al26 равно ∼ 0.7 ⋅ 106 лет).Вернемся к анализу схемы фракционной кристаллизации Луны (рис. 101).Кристаллизация происходила в виде ряда последовательных и частично перекрывающихся процессов выделения из «Океана магмы» оливинов, низко-Са ивысоко-Са пироксенов, плагиоклазов, ильменита и различных малых фаз, обогащенных элементами, несовместными с основными фазами. Одновременно ∼ 2%(Fe, FeS)-компонента отделяется в виде несмешивающейся с силикатами жидкости, которая опускается к центру из-за своей большой плотности (∼ 6 г/см3 ).Из-за того, что оливины предпочитают атомы Mg атомам Fe, отношение Fe/Mgв остаточном расплаве непрерывно возрастает, что приводит к обогащению атомами Fe последующих оливинов.
Так как обогащенные Mg силикаты легче,чем железистые силикаты, то образуются гравитационно неустойчивые колонныкристаллов под остаточной магмой. Снятие этой гравитационной неустойчивости приводит к перемещению тяжелого вещества к центру, а легкого к поверхности Луны. После устранения большей части атомов Mg, Si и Fe из «Океанамагмы» оливины заканчивают свою кристаллизацию (точки D на рис. 101), а пироксены продолжают кристаллизоваться. Анортитовый полевой шпат начинаеткристаллизоваться в точке C′ , когда концентрация Са, Аl и Si достигает достаточно высокого уровня, и постепенно происходит обогащение его Na и K по мереповышения концентрации этих элементов в остаточной жидкости. Эти полевыешпаты должны плавать в сухой обогащенной Na и K жидкости, но некотораядоля полевых шпатов захватывается тяжелыми оливинами и пироксенами.Таким образом, кора материков должна плавать в безводном родительскомрасплаве.
Это контрастирует с ситуацией для Земли, где присутствие небольшойпримеси воды приводило бы к тому, что полевые шпаты тонули бы. Это нарядус другими факторами (на прото-Земле, видимо, отсутствовал «Океан магмы»!)исключает случай ранней анортозитовой коры для Земли.340Cpx - PlagCpx - Opx Ol - IlmOl - Opx - CpxOl - OpxOl - OpxOl500 км?ОртокумулатыЗонапримитивных АдкумулатыEu/Eu* NiпородПредвестникKREEP’aИсточникглиноземистыхпородИсточниквысокотитанистых породИсточникнизкотитанистых породИсточникзеленыхстеколCrЗонаостаточногорасплаваОсновныеминералыPlagПервичныйсреднелунныйсоставРис.
102. Схематизированная диаграмма, иллюстрирующая образование минералогической зональности областей-источников для лунных морских базальтов во времяфракционной кристаллизации «Океана магмы» глубиной ∼ 500 км. Адкумулатный рост(когда захватывается малое количество поровой жидкости) преобладает на глубине,в то время как ортокумулатный рост (с захватом поровой жидкости) происходит в верхних слоях. Европиевая аномалия (Eu/Eu∗ ) растет до максимального отрицательногозначения в зоне предвестника KREEP’a и положительна в плавающей плагиоклазовойкоре. Никель концентрируется в обогащенных оливином глубинных зонах. Хром, вероятно, в основном двухвалентный, концентрируется в источниковых зонах морскихбазальтов (автор С.Р. Тейлор, 1978), Plag — плагиоклаз, Срх — клинопироксен, Орх —ортопироксен, Ol — оливин, Ilm — ильменитИз-за того, что Ti плохо входит в кристаллы оливина и плагиоклаза и только слабо в кристаллы пироксенов, тяжелый ильменит будет кристаллизоватьсяв конце вместе с малыми фазами, содержащими Р, Zr, U и т.д.В зависимости от пропорции сегрегированных минералов на Луне могутвстречаться следующие упрощенные типы горных пород: дунит (в основномоливин), троктолит (оливин и плагиоклаз), норит (низкокальциевый пироксен иплагиоклаз) и анортозит (в основном плагиоклаз).
Из важных малых минераловотметим шпинель [(Mg, Fe) ⋅ (Al, Cr)2 O4 ], которая встречается в некоторых редких троктолитах. Хаотический в среднем однородный материал, покрывающийв настоящее время лунные материки — лунный мегареголит, состоящий из смеси пород, подвергшихся ударному метаморфизму, получил краткое обозначениеANGST (АНГСТ).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
