Brown & Mussett The Inaccessible Earth 05 Chapter (1119258)
Текст из файла
5. Аккреция и химическое расслоение планет земной группы 5Л. Вводные замечании. В гл. 4 мы обсуждали происхождение химических элементов и физические условия, существовавшие в протосолнечной туманности. Мы начали также рассматривать образование планетезимапей: конденсацяю твердых зерен из пара и нх объединенне под действием магнитного, электростатического и главным образом (на поздних стадиях) гравитационного притяжения.
В реэулътате такого объединения планетезималей возникли тела существенного размера-планеты. Состав современной солнечной атмосферы сравнивался с составом метеоритов-хондритов (рис. 4.7). Близкое сходспю ' распространенности элементов тяжелее кислорода в хондритах и на Солнце приводит к предположению, что некоторые из возникших планет также имеют хондритовый валовой (т.е. общий средний) состав. Хондритовая модель Земли построена на таком предноложении применительно к нашей собственной планете: строгий анализ применимости модели будет изложен в разд, 5.4.1. Следующий шаг-более детальное исследование аккреции планет, поскольку такое исследование должно позволить предсказать некоторые химические различия между планетами н внутри их, Существуют два противоположных взгляда на происхождение хнмнзма планет, а именно представления об однородной и неоднородной аккрецин.
Этн два представления можно подвергнуть проверке, сравнивая выгеканяцие вз них следствия, касаюпшеся химического состава планет, с конечными продуктами аккрецин-самимн планетами. К сожалению, наши данные о составе планет довольно скудны. Помимо весьма подробных сведений о Земле мы располагаем только анализами образцов с поверхности Марса и Луны. Сведения о химии других планет-это оценки, сделанные косвенным путем, исходя из массы, обьема, момента инерции и нз общих соображений по поводу образования Солнечной системы. Тем не менее„несмотря на этн трудности, нам известно, что болъшинспю планет земной группы все-таки имеют, вероятно, весьма сходный химизм и что все онн, за исключением Меркурия, не должны существенно отличаться по валовому составу от недифференцированных метеорнтов-хондритов. Но была ли аккреция в масштабе планет однородной с лоследуюв1им развитием слоев или же это расслоение возникло нелосредстлееино в резулынавы пропессов неоднородной аккрецииу Конечно, имеются надежные данные, полученные прн изучении Солнечной системы в целом, других планет, их спутников н Меркурия, что планеты вне земной группы весъма заметно различаются по составу и что образованию планет должна была предшествовать фуццаментаньная неоднородность первичной Солнечной туманности.
Однако, обсуждая происхождение Земли, мы интересуемся больше аккрецией как в пределах группы Земля-Венера-Марс, так и каждой из этих планет в отдельности. Был лн здесь однородный или неоднородный процесс? Этот вопрос разбирается на последующих страницах, причем в первую очередь обсуждаются причины и следствия сегрегации элементов 1) до аккреции планет и 2) во время и после аккрецни (разд. 5.2, 5.3), а затем проводится проверка предсказаний, основанных на вариантах 1) и 2), путем сравнения с фактическими данными о планетах (разд.
5.4, 5.5). к плАнеты земнОЙ ГРуппы ве 5.2. Меделн аккреции и расслоежш планет. 5.2.1. Доаккрецаонная сегрегация эвеменеов5 неоднородная модель. Мало сомнений имеется относительно того, что какое-то химическое разделение произошло уже при селективной конденсации различных элементов . н соединений из высокотемпературного, с низкой плотностью, газового облака первичной Солнечной туманности.
Например, сравннтелъно низкая плотность и большие размеры внешних планет (табл. 4.1) указывают на то, что в составе этих планет содержание относительно летучих легких элементов, таких, как Н, Не, С и О, гораздо больше, чем в составе планет земной группы. Это вполне закономерно, если исходить из того, что с удалением от Солнца температура падала (равд. 4.3.2). Другое свидетельство получено при изучении метеорыта Айепде (углнстый хандрит категории СЗ; см. равд. 4.5.4). Небольшие белые включения в этом метеорите содержат значительную долю богатого кальцием н алюминием вещества, которое должно было конденснроваться первым из газа низкой плотности, составлявшего Солнечную туманносп.
Это доказывает, что вещество метеорита Айепде прошло через стадию полностью газообразного состояния до того, как началась аккреция материнского метеорита. То же самое относится, очевыдно, и ко всей первычной Солнечной туманностя. Перед образомнием планет температура вещества достигла (в основном вследствие разогрева при гравитационном сжатии) по меньшей мере 1250'С в отличие от нормальных температур межзвездного пространства, колеблющихся приблизительно от -150 до -200'С. Температуры конденсации в Солнечной туманности Гроссман и Ларнмер (901 определили в 1974 г. экспериментальным путем при том относительном вакууме (10 ь атм), который существовал, вероятно, во время конденсации.
Результаты их исследования представлеыы в табл. 5,1 в виде списка минералов, определяющих конечный химизм возникающих кондеысатов. Эта таблица сильно упрощена, и следует отметить, что в укаэанных там минеральных образованиях могут присутствовать различные малые элементы, вызываныцне небольшие изменения соответствующих температур. 7угонвавкимн названы вещест5нц которые конденснруются при температурах выше 1000'С; к ним относятся богатые кальцием и алюминием конденсаты типа А11епде, образующиеся при самых высоких температурах. За ными следуют металлическое железо и железо-магниевые снликаты. Вещества, остающиеся вен5учнмн прн температурах ниже 1000'С, включают щелочные элементы (хотя они могут входить в состав полевого шпата, сформировавшегося ранъше), сульфид железа и окись железа.
При самых низкях температурах из разреженного газа конденсируются вещества, которые мы обычно считаем газообразными (у земной поверхности при температуре 0-30'С). Данные табл. 5.1 показывают, что большая часть вещества метеоритов и планет земной группы должна была сконденсироваться по мере осгывания облака до начала н во время аккрецни прн температурах вплоть до 100'С, тогда как вепжство внешних планет не могло коцценсыроватьсж пока температура не упала значителъно ниже 0'С. Это снова возвращает нас к радиальному температурному градиенту, упоминавшемуся ранее. Однако приверженцы неоднородной аккреции планет заявляют, что температура понижалась локально и что конденсаты формировались в течение всего времени, пока происходила аккреция планет.
Это означает, что на любом данном расстоянии от Солнца различные вещества постепенно сегрегнровались, переходя в твердое состояние в соответствии с температурой конденсации, в результате чего и возникло существующее ныне расслоение планет. В менее плотных внешних планетах развивались силикатные ы железные ядре, после чего уже происходила конденсация и аккреция толстых газообразных оболочек. Для плотных планет земной группы, состоящих нз скальных горных пород, ранние 90 5. ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ Твблиие 5.1.
Приблизительные температуры конденсации вещества Солнечной туман- ности прв давлении 10 е ктм 1901 Мааераеьааа йаеа Со свае Темаеремура коадеасакам, ьс А!еОь Св,А!,ЯьО,— СееМЕЯь,О, СеТ(О, МЯА1 О Рс()41) Корунд Мслилит Псровскит Шпввель Металлическое железо Форстерят Дионсид Эвстетвт Анортвт !410 1Э)5 1200 1150 1130 11еь) МхкЯЮь( — Ре,ЯЮь) С Май( О МХЯЮь( — РеЯЮе) С А) Я1 0 Тугоплввкие Летучее П(елочной полевой шпет Трои лит М аппарат Водяной лед, метки и т.д.
()Че, К)А1Я(ьОе РеЯ РсеОь 980 430 135 НеО,СНь,СОьОьХк, Нк я т.д. <О стадии имеют гораздо большее значение: согласно модели неоднородной «ккреции, сначала образовалось высокотемпературное ядро, богатое кальцием н алюминием, затем, оно сменилось ядром яз металлического железа и, наконец, сформировались снликаты мантии: форстервт, лнопскщ, апортит и т.д. (табл. 5.1). Таким образом, возникает трехслойная гетерогеннав структур подобная той, что шжазана н» рнс 5.1,а. В дальнейпюм, как это можно предвидеть (так же„как и в однородной модели; см. разд. 5.2.2), внутренние области разогреваются до температуры, достаточной для плавления и сегрегации элементов по плотности, образуется плотное центрвдьное ядро, богатое железом, а более легкие высокотемпературные конденсаты возвращаются в силикатную внешнюю оболочку (рис.
Характеристики
Тип файла PDF
PDF-формат наиболее широко используется для просмотра любого типа файлов на любом устройстве. В него можно сохранить документ, таблицы, презентацию, текст, чертежи, вычисления, графики и всё остальное, что можно показать на экране любого устройства. Именно его лучше всего использовать для печати.
Например, если Вам нужно распечатать чертёж из автокада, Вы сохраните чертёж на флешку, но будет ли автокад в пункте печати? А если будет, то нужная версия с нужными библиотеками? Именно для этого и нужен формат PDF - в нём точно будет показано верно вне зависимости от того, в какой программе создали PDF-файл и есть ли нужная программа для его просмотра.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
