В.Н. Жарков - Внутреннее строение Земли и планет (1119250), страница 81
Текст из файла (страница 81)
Декарта, привлекал внимание выдающихся естествоиспытателей. Научная космогонияведет свое начало с знаменитых работ И. Канта (1755 г.) и П.С. Лапласа (1796 г.).Они выдвинули идею об образовании планет из рассеянного вещества, так называемого протопланетного облака. Эта идея, в ее общем виде, сохраниласьв современных космогонических теориях.Согласно современным представлениям, звезды рождаются не в виде единичных объектов, а в скоплениях (кластерах) вслед за фрагментацией большихколлапсирующих межзвездных облаков. Число звезд в таких кластерах порядка103 –104 . Большая концентрация звезд в кластерах облака приводит к специфическим взаимодействиям между молодыми звездами.
Эффекты таких взаимодействий только начинают изучаться, и нельзя исключить того, что они могут бытьвесьма существенными. Например, неподалеку от протопланетного облака может вспыхнуть суперновая звезда, которая будет рождать распространяющуюсяударную волну. Взаимодействие такой ударной волны с протозвездным облакомможет инициировать коллапс последней и таким образом служить спусковыммеханизмом для образования солнечной системы.
Далее, идея «загрязнения»первозданного протозвездного облака материалом, выброшенным неподалекупри взрыве сверхновой, обсуждается в настоящее время. Это приводит к заключению, что было несколько первичных резервуаров материала в протозвездномоблаке с характерными изотопными отношениями. Немедленно возникают вопросы, например: служили ли первозданные химические резервуары для перемешивания и было ли протозвездное облако однородным или неоднороднымпо химическому и изотопному составу? Это иллюстрирует процесс развития внастоящее время концептуальных основ классической космогонии.Солнце и планеты возникли из одного и того же межзвездного облака, хотявопрос о том, каким образом планетный материал отделился от солнечного материала, остается ключевой нерешенной проблемой современной космогонии.Согласно современным идеям, планеты, спутники, астероиды и кометы образовались в результате эволюции протопланетного облака, которое на ранней ста370дии своего существования состояло из газа и пыли.
При построении моделейпланет и спутников важно иметь представление о химическом составе и физических условиях в этом облаке, которые определили его разделение на конденсати газовую компоненты. Выше было отмечено, что спутники формировались изматериала конденсата.В настоящее время считается, что обилия химических элементов в протосолнце и протопланетном облаке были близки к значениям современных обилий в солнечной атмосфере. Данные по метеоритам, земным горным породам,лунным образцам, Солнцу и звездам представляют информацию о распространенности химических элементов в солнечной системе. Суммарная масса всехпланет составляет только 1/745 (или 0.13%) массы Солнца. Поэтому данныео химическом составе солнечной атмосферы могут рассматриваться как достаточно репрезентативные, поскольку планеты, как считается, генетически связаны со своим премьером (родителем).
Обилия 15 наиболее распространенныхэлементов приведены в разделе 10.5.12.2.1. Конденсация протопланетного облака. Химическая конденсация протопланетного облака (с солнечным составом) по мере того как оно охлаждалось исследовалась теоретически в конце 1960-х годов в работах американскихкосмохимиков Дж. В. Ларимера, Дж. С. Льюиса, Л. Гроссмана (J.W. Larimer,J.S. Lewis, L. Grossman) и других. Проблема формулируется следующим образом.
Будем уменьшать температуру в протопланетном облаке, в котором относительные числа атомов даются их распространенностями (см. раздел 10.5) инаблюдать, какие вещества при данных p–T -условиях (p — давление, T — температура) переходят в пылевой компонент, и какие остаются в газовой фазе.Облако можно рассматривать как идеальный газ с характерными давлениями∼ 10−2 –10−6 бар, в котором диспергирован пылевой компонент. Давление в облаке пропорционально числу частиц в единице объема и определяется содержанием водорода, который доминирует в первичном составе.Исследование проблемы начинается с температур ∼ 2000 K, которые, какможно предполагать, были в окрестности юного Солнца.
Для решения этойпроблемы составляются уравнения всех возможных химических реакций. Затем, используя термохимические данные, которые берутся из справочников, ивыполняя численные вычисления с использованием компьютеров, определяют,какие вещества при данных p–T -условиях начинают переходить в твердую фазу.Конденсация протопланетного облака при понижении температуры рассматривается в двух предельных случаях.
В первом случае, который, как представляется, ближе к реальности, охлаждение облака происходит достаточно медленно,так что пылевой компонент всегда находится в состоянии равновесия с газовойфазой. Это весьма существенно, так как по мере понижения температуры мате371риал конденсата снова реагирует с материалом газовой фазы, в результате чегообразуются новые соединения. Во втором предельном случае охлаждение облака происходит настолько быстро, что не успевает устанавливаться равновесиемежду конденсатом и газом.
Это означает, что по мере образования конденсатаон изолируется от газовой фазы и таким образом выходит из рассматриваемого процесса. Этот случай также называют «моделью неравновесной аккреции».Последовательность равновесной газовой конденсации (солнечного состава) придавлении равном 10−4 бар представлена на рис. 108 (согласно Гросману, 1974).Льюис (1974) представил грубую картину расчетов этих результатов в табл. 33,в которой он сравнил результаты равновесной и неравновесной конденсацийи выделил их характерные стадии.Последовательность событий в модели равновесной конденсации существенно отличается от таковой в модели неравновесной конденсации.
Различия появляются при температурах 1000–800 K, когда при равновесной конденсацииобразуются полевые шпаты, и затем при температуре ∼ 680 K железо вступаетв реакцию с газообразной фазой H2 S и образуется троилит (FeS). Одновременно,при температурах 1200–490 K, образуются оливины, и наконец при 550–425 Kпоявляются гидратированные силикаты, тремолит и серпентин. Эти соединенияявляются строительным материалом для образования планет земной группы.Проблема низкотемпературных конденсатов, из которых формировались спутники планет гигантов, будет детально обсуждаться позже, после того как будутболее конкретно определены физические условия в окрестностях ранних Юпитера и Сатурна.Скажем теперь несколько слов относительно метеоритов, изучение которыхпозволяет нам привести особенно убедительные аргументы в пользу равновесной конденсации.
Метеориты являются естественными твердыми телами, которые падают на земную поверхность из межпланетного пространства. Осколкиастероидов и тела, возникающие при разрушении кометных ядер, являются источниками метеоритов. Метеориты могут быть подразделены на три группы:каменные, железные, и железо-каменные; эти группы, в свою очередь, могутбыть подразделены на большое число различных подгрупп. Наиболее интересны хондритовые метеориты, или хондриты, которые представляют, по мнениюбольшинства исследователей, первичный недифференцированный материал, изкоторого образовались планеты. Эта гипотеза основана на том факте, что хондриты, члены нашей солнечной системы, являются фрагментами недифференцированного силикатного материала. Их химический состав обнаруживает удивительное постоянство и близок к таковому для ультраосновных горных пород.Изотопные составы набора элементов в хондритах и в примитивных горныхпородах земной коры практически идентичны.
Это является причиной, почему372Таблица 33Сравнение равновесной и неравновесной конденсации протопланетного облакаT,Модель равновеснойKконденсации1600 1. Конденсация тугоплавких оксидов, таких как (CaO), (Al2 O3 ), также оксида титана и оксидов редкоземельных элементов1300 2. Конденсация металлического железоникелевого расплава1200 3. Конденсация минерала энстатита(MgSiO3 )1000 4. Реакция Na с Al2 O3 и силикатами, иобразование полевых шпатов и относящихся к ним минералов; переход вконденсат K и других щелочных металлов680 5. Реакция газообразного (Н2 S) с металлическим железом и образованиесульфида-минерала троилита (FeS)1200– 6. Постепенное окисление оставшего490 ся металлического железа в (FeO), который в свою очередь реагирует с энстатитом с образованием оливина (Mg,Fe)2 SiO4550 7.
Комбинирование паров воды(H2 O) с минералами содержащими Ca, и образование тремолита(Ca2 Mg5 (Si2 O5 )4 (OH)2 )425 8. Комбинирование паров воды с оливином и образование серпентина(Mg3 (Si2 O5 )(OH)4 )175 9. Конденсация водяного льда150 10. Реакция газообразного аммиака(NH3 ) с водным льдом и образованиетвердых кристаллогидратов NH3 ⋅ 7H2 O120 11. Парциальная реакция газообразного метана (CH4 ) с водяным льдом и образование твердых кристаллогидратовCH4 ⋅ 7H2 O65 12. Конденсация аргона (Ar) и оставшегося газообразного метана в твердуюфазу аргона и метана20 13.
Конденсация неона (Ne) и водородав результате конденсируется 75% материала солнечного состава1 14. Конденсация He в жидкую фазуМодель неравновеснойконденсации1. Конденсация тугоплавких оксидов, таких как (CaO), (Al2 O3 ), также оксида титана и оксидов редкоземельных элементов2. Конденсация металлического железоникелевого расплава3. Конденсация минерала энстатита(MgSiO3 )4. Конденсация Na2 O и других оксидовщелочных металлов при приблизительно 800 K5. Конденсация водяного льда6. Конденсация амониевого гидросульфата (NH4 SH)7.
Конденсация амониевого льда (NH3 )8. Конденсация твердых Ar и CH49. Конденсация неона (Ne) и водородав результате конденсируется 75% материала солнечнего состава10. Конденсация He в жидкую фазу373данные по хондритам положены в основу расчета среднего химического составаметеоритного материала.
Наблюдается согласие между составом метеоритов исолнечной атмосферы (исключая летучие элементы H, O, C, S). Возраст метеоритов, определенный с помощью методов радиоактивного датирования, равенпримерно ∼ 4.6 ⋅ 109 лет. И это совпадает с возрастом Земли, определеннымсвинцовым изотопным методом.В настоящее время широко распространено мнение, что наиболее примитивными метеоритами являются углистые хондриты, которые содержат летучиеэлементы в соответствии с их космическими распространенностями. В последние годы было найдено, что большинство свойств хондритов возникло даже доаккумуляции пылевого компонента в родительском теле (астероиды).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
