Brown & Mussett The Inaccessible Earth 05 Chapter (1119258), страница 2
Текст из файла (страница 2)
5.1,0), Затруднение с этой частью неоднородной модели состоит в том, что детали многослойной аккреции нельзя проверить непосредственными наблюдениями, так как слои образуют временную, преходящую структуру. Добротная научнав теория должна давать такие предсказания, которые можно проверитеч но этот аспект модели неоднородной елкрецви туманен и печеток. Однако радиальные температурные градиенты в Солнечной туманности проверке поддаются, и мы уже отмечалн ранее, что на внешних планетах конденсация закончилась при более низких температурах, чем на планетах земной группы. Но из этого следует, что должны существовать различия в составе, а значит, и в плотности также внутри этой группьь Если доаккреционная сегрегация элементов имела в этом масштабе какое-то значение, то планеты, расположенные дальше от Солнца, должны содержать больше щелочных полевых шпатов, троилита, магнетита и т.д., конденсирующнхся при низких температурах, Помимо обогащения щелочнымн элементами в том же направлении должно па ломиомеиие отношения ге/Я( н, следовательно, средней наотности (так как З.
ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ 91 Смесь си««кетов Цб+ Г зс, водных сник«втсп и дат«их низкотвмпервтурных кондвнсвтов, обеднено квпьцием н вимм«пнем Г l 7 I ерхннн витки месь м ическо епезв нивен епвзв ни«кете агни» степин« «епнст аокотем панов железо значительно плотнее силнкатов). Мы исследуем этн предсказания более подробно в совокупности с данными о (йтанетах в разд. 5.3, а пока что представим основные черты данной модели в табл.
5.2 (в средней колонке). 5.22. Однородная аккре)(ия лланен) с носледуюн(им расслоением. В этой модели предполагается, что все вещества, вовлеченные в аккрецию при образовании каждой планеты, уже сконденсировались в зерна и в случае планет земной группы, сложенных скальными горными породами, имели температуру в каком-то интервале ниже 100'С (табл. 5.1). Допускается также, что зти зерна были полностью перемешаны н (в случае хондритовой модели Земли; разд. 5.4.1) имели состав, не сильно отличающийся от состава хондритов С1. Нет необходимости считать, что при подаче компонентов во время аккреции зерен происходили какие-то изменения их химического состава. Имеются, однако, существенные причиньь которые могли привести к последовательной сегрегации элементов вследствие разогрева, повторявшегося как во время, так и после аккреции.
Вначале повторный разогрев связан с самой аккрецней, так как постепенное падение (е) 1О« пет поппе нвчвпв вккреции Рвс 5.1. Неоднородная аккрецнд рвсслоенной плааеты земной группы. а-на поздних ствлндх вккрецаи с разделением элементов по температурам конденсации, указанным в табл. 5.1; б-сразу же после вдкрецнн, когда проис. (б) 1Ов — 1Ов пвт поппе нв мпв вккрецни ходит внутреннее перераспределение элементов по разности плотностей, сопровождающее раннее нагреввние планеты.
Процесс б должен в итоге привести к образованию зон, показанных вв рис. 1.1 1491. Таблаца 5.2. Основные характеристики моделей аккреции планет земной группы Хараычьркгмека Температура аккреции Причина химических разли- чий между планетами Восстановление железа в об- разование железного адра Время дифференциации (сег- регации элементов) Причина внутреннего разогрева планет Расслоеныость планет Предсказываемые химические и плотвостные различив между гпжнетами в предположении хондритового состава исходного вашества и ь рь карге Раскалеяыое вещество: температура выше самой высокой температуры конденсации, падает а процессе аккреции; высокие температуры обусховлены нагревом при сжатии Солнечной туманыоста под действием собственного тяготения Селектявная конденсапия при охлаждении туманности, поэтому и происходит гетерогеннаа ахкреши; лля ыызкотемператур ных конденсатов благоприятны ббльшае расстояниа от центра туманности Конденсируется непосредственно в ззюрдой металлической фазе прн температурах более аысоквх, чем для снликатов н сульфидов железа Дифференциация еще до аккрецнн„а затем перестройка, связанна а с послеаккрецнонным плавлением, после которого происходят длительные нзмененая Изначально горячее вещество остывает, но затем сыова нагревается, как в однородной мо- дели Селективная конденсация с образоваыием слоистой структуры благодаря градыеату температур поперек Солнечной туманности и возможному падению температуры при зервана Для планет характерыо последовательное уменьшенае, с удалсвыем от Солнца, отношенна ГеДВ ы постепенное уменьшение содержанвя тугоплавюсг элементов относительно летучих; следовательыо, плотность в этом направлении понижается оь рь крч Сравнительно холодное вещесз.- во.
температуры в днапезоне конденсации летучих (см. таба 5.1) Испарение летучих во время и после аккреция в связи с разо- гревом планет; участвующий в аккрецви материал для всех пла- нет однородыый; степень испа- рения летучих возрастает с раз- мером планеты Восстановление силнкатов и др. пронсходыт прн начальном ра- зогреве и испарении летучих у аоверхностя планеты, находа- щейса в стадии аккрецни (реак- щщ (5.1) н (5.2)) Дифференциация происходит после аккреции благодаря на- чальыому разогреву н плавле- ыию, после которого происхо- дят длительные изменения Высвобождение кинетыческой энергии во время аккрепнн; на ранней стадии тепло выделяет- ся при распаде короткоживупшх радаоаативных ызотопов, затем имеет место длительыый про- цесс выделения радногеаного тепла при распаде долгоживу- щих изотопов Богатое железом вещество ядра плаыеты плавнтса близ поверх- ностн вслелствие ыачальыого ра- зогрева и затем опускается, ос- тавляя силикатную мантию твердой Плаыеты обладают сходным об- щим отношением Ре/31 но раз- лячаются по количеству лету- чих и степени окисления в за- вясамости от размера; планеты мшьшего размера удерзпсгают сравнительно много ле тучах, сильнее окислеым н имеют по- аижевную плотыость по срав- нению с более крупными пла- нетами Х ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ 93 зерен, образующих планету, вызывает потерю кинетической энергии, большая часть которой должна перейти в тепло, На рзаных стадиях аккреции сила притяжения мала и скорость улара новых добаыапопшхся зерен низкая, но с ростом протопланеты скорости падения зерен возрастают, и повышение температуры становится более существенным.
Некоторая часть конденсировавшегося материала может снова улетучиться (испариться); в частности, кислород, сера, углерод и щелочные элементы могут высвободиться главным образом из силикатов, оказаться на поверхносты, где происходит аккрепия, и рассеяться в пространстве в виде различных окислов (Н,О, СОм БО и т.д.). Потеря таких богатых кислородом соединений путем улетучивания должна сопровождаться восстановлением оставшегося снликатного вещества. Например, в железо-магниевой оливиновой смеси определенное количество железа может при этом восстановиться без изменения в смеси аганоимнин Ре/И, причем это количество возрастает при удалении кислорода в ходе сяапуюпгей реакции: Мйзб)ОА + РезЯОл 2МВЯОЗ + 2РеО, сливин иирохсен сопровождающейся реакцией 2РеО + С - 2Ре + СОЗ 1.
(5.1) (5.2) Оба летучих элемеята теряются, и процессы восстановления (преобразования) (реакция (5.1) н (5.2)) ыо мере увеличения размеров протопланеты усиливаются. При одном и том же исходном материале наиболее массивные планеты должны иметь наименее окисленный состав, так как онн сильнее разогревались во время аккреции. Поскольку кислород представляет собой один из самых легких элементов на планетах земной группы, нз этой модели непосредственно вытекает, что самые крупные планеты должны имемь наивысшую нламнасеь и содержать наименьшие концентрации сравнительно летучих щелочных элементов.
Это очень важное следствие, так как оно отличается от того, что предсказывается моделью неоднородной аккреции (разд. 5.2.1), где ключевую роль играет расстояние от Солнц», а не размер планеты. Вторая причина планетарного нагревания, когда аккрепия уже завершена,-радиоактивный распад. В разд. 4.5.4 были изложены данные о том, что в первичной Солнечной туманности присутскхвовали, вероятно, сравнительыо короткоззвущяе радиоактивные изотопы, такие, как з лрп, "~1 н зеА), и что значительные количества этих изотопов были включены в состав метеоритов.
Очень неопределенным остается вопрос о времени, когда это произошло, но как раз время играет здесь решающую роль. Например, если вся Земля сформировалась еще тогда, хогда возникли высокотемпературные конденсаты метеорита Айепае, то она должна содержать около 0,5млн ' ' А1, т.е. такое количество этого изотопа, которого достаточно для того, чтобы вся наша планета расплавилась (см.
расчеты в работе 11б5))! Но задержка на 0,7 млн. лет (перыод полураспада геА1) уменьшит выделение тепла вдвое. Теперь нам асио, что разогрев только что образовавшихся планет мог идти под действием двух процессов: аккрецын и последующего распада короткоживущих радиоактивных изотопов. По мере нагревания, подпержнвавшегося, возможно, после аккреции радиоактивным распадом разных изотопов, происходило плавленые.
Вещества, богатые восстановленным железом (реакцыи (5.1) и (5.2)), должны были плавиться первыми при температурах между 1000 и 1500'С, когда силикаты оставапись еще твердымн. Поверх- 94 3. ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ (в] Рис, 5.2. Последовательные стадии образования ках модель образованык ядра внутри первнчкаплевидвого скопления нз линзы тяжелого жил- но однородной планеты 1б51. кого вешестм; такая схема используегск здесь нос1ь планеты была холодной вследствие излучения тепла в пространство, и поэтому предполагается, что вскоре после аккреции вокруг каждан планеты образовалась жесткая изолирующая кора.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
