Brown & Mussett The Inaccessible Earth 05 Chapter (1119258), страница 5
Текст из файла (страница 5)
Это послужило основой для разработки хондритовой модели Земли, впервые предложенной в 1950-х годах. По этой модели валовой состав Земли отвечает составу углистых хондритов (рис. 5.3) при условии, что большая часть воды и органических соединений нми потеряна Ввиду важного значения хондрнтовой моделн, в которой предполагается однородная аккреция (табл. 5.2), на проверку ее обоснованности и вытекающих из нее следствий было обращено большое внимание. При этом обнаружилось много осложненнй, и сейчас можно сказать, что хондритовая модель должна считаться только хорошим приближением к оценке состава Земли.
В 1963 г. С. Тейлор (2121 решил сопоставить распространенность элементов в земной 100 к плхнеты земнОЙ ГРуппь| 10с м 88 10т я ах 10т й 8 сь $ В ] Б Х 310 ! коре с составом высокожелезистых метеоритов (группа Н), так как имелись уже многочисленные данные об их сходстве с земными породами в следующем: Ц эти хондрвты обедыны водой н органвческимв соединениями по сравнению с группой углистьп метеоритов н 2) имеющееся в них железо содержвтсв в форме свободного металла и сульфида.
Тейлор подсчитал долю общей распространенности каждого элемента в хоидритовой (состава хондрвтов группы Н) Земле, отвечающую иабяюдаемой распространенности данного элемента в коре. Оказалось, что у большинства сильно литофильиых элементов значительнав доля вх ожидаемого «обилия», в расчете на всю Землю, падает на одну только кору, но в двух случаях-ио отношеншо к ураву и торию-получалось, что кора в действвтальносгп содержит больше этих элементов (в 1,7 и 2,1 раза соответственно), чем должно быть во всей Земле хонлрнтового состава! Другое важное заключение отиоснтся к щелочным элементам-калшо, рубидию и цезию, содержание которых в коре нз-за их очень сильно выршкенных литофильных тенденций должно достигать 50-1005,' всего своего земного «обилиа». Они должны иметь в коре не меньшую концентрацию, чем, например, барвй, лантан и церий, которые обладают несколько большей электроотрвцательвосп ю (см.
табл. 5.3). Однако дола хондритовой распространепносгн в коре для К, КЬ и Сз составляет 21, 26 и 22% соответственно, а длл Ва, 1л н Се-93, 82 и 59;4; отсюда следует, что Земля обеднена калием, рубндием и цезвем относительно их содержания в ховдрвтах примерно на две трети. Итак, нз цроведенного аналнза следует, что Земля содержит: а) вдвое больше О и ТЬ, чем в хондритах группы Н; б) только треть дола К, ВЬ и Сз в этих метеоритах. Проведенный Рингвудом в 1975 г. новый анализ хондритовой модели Земли 1185) был основан на предполагаемом составе мам»апь а не коры, причем использовались 10 с ю-' ю ' ю-' 1 10 105 105 10с ю' раснрсстрененнссть есементса е аемнса мпе 1«ссс атсмса х ср9 испо атсмса з!1 Рнс.
5.4. Сравнение распрсстра. псппоств элементов в солнечной атмосфере и в континентальной коре Земла. Как и па рпс. 4.7, распрсстрпаеавость креыввя соответствует заачеппяы 1Ос (ва обеих осях). Н, Не, С, О и Х аа схеме ве пока- завы, так как овп зпачвтеяьпо более обильны в солнечной атмосфере и япбо быхп потеряны Землей, либо только частично захвачены прв се аркреани 1248). Х ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ 101 данные об улътраосновных породах, базальтовых магмах и т.д. (см. гл. 7, а также работу 11653). Поскольку нв мантию приходится 68;4 маса« Земли, а на кору-менъше 1/ сравнение хондритов с мвнтийным матервалом представляетсв более оправданным.
Рингвуд пришел к тем же выводам, которые изложены выше, но отметил, что метеориты группы Н н болъшинспю обычных хопдрнтов обеднены тутоплавквъш элементами (Са, А1 и др., табл. 5.1), в том числе ураном и торием, по сравненвю с углистыми хондритвми. Кроме того, по мнению Рвнгвуда, как и по мненшо многих других современных исследователе)ь Тейлор переоценил содержание 11 и ТЬ в коре. Следовательно, сравнение валового состава Земли с составом уавиеемх хондритов дает гораздо лучшее совпадение длв тугоплавких элементов, но остаетсв рвсхождеш5в, связанное с обеднением щелочами.
Хотя существуют некоторые данные, что «недостающие» щелочвые элементы могли попасть в ядро Земли (вследствие нх возможного халькофнльного поведения нри высою1х давлеввлх; см. гл. 6), для модели однородной вккрепви (табл. 5.2) обеднение Землн щелочвыми элементами не явля«тек затруднением, так квк эти элемеяты могли улегучвтьсв во время аккрецви вслед за водой, двуокисью углерода и т.д.
Однако данные по одной только Земле не могут опровергнуть представление о неоднородной аккрецнв, потому что, исходя из критериев табл. 5.2, мы должны сравнить состав других планет с составом Земли и лишь после этого делать какие-либо определенные заявления по поводу различий в значениях Ре/Я и т.д. Такое сравнение проводится в следующих разделах. 5.42. Луна. Веками владела Луна воображением ученых, но хороших сведений о ней было мало вплоть до недавних космических зкспедицв, которые принесли новые н захватывающие открытия.
Многие из них касаются исгорви разввтия Луны в геологическом смысле н, что еп1е важнее, состава ее недр. Но нам необходимо обсудить прпкде всего вопрос о происхождении Луны, так как данные по этому вопросу для нас полезнее всего. Луна имеет радиус 1738 км и среднюю плотность 3340 кг/мз. Это, следовательно, один нз самых крупных спутников в Солнечной системе, что позволяет выдвинуть предположение, что Лупа когда-то была самостоятельной планетой. Исторические свидетельства в геологические данные, касающиесв изменения лунной орбиты, указывают на то, что Луна постепенно увелвчивает свой момент количества движения (а значит, и расстояние от Земли) за счет нашей планеты.
А зто в свою очередь указывает на тесную связь Земли и Луны в прошлом. О происхождении Луны мнения расходятся: один считают, что аккреция Луны происходила совместно с аккрецией Земли в пространстве, по мнению друпп, Луна откололась от Земли или даже была независимым «скитальцем» в Солнечной системе и затем уже была захвачена Землей (обзоры имеюшихсв гипотез см. в работах 1119, 249, Ю2Д). Теория бинарной совместной вккрецни завоевала наиболее широкое признание главным образом по динамическим соображениям; например, легче допусппь, что Земля могла захватить много мвлпгх обломков, чем одну крупную готовую Луну.
Интересно обсудить ва этом фоне данные о химических различиях между Землей и Луной. С Земли хорошо видно, что поверхность Луны делится на светлые и темные участки, которые отождеспышются с разными топографическими особенностями: более светлые учаспш называют возевииенноси5ями, горами и т.п., более темные-морями (когда-то думали, что это в на самом деле океанические впадины). Возвышенности сложены анортозитами и габбро-анортознтвми (70-100;4 кальциевого плагиоклаза), имеющими возраст 4,0-4,5 млрд. лег. По-видимому, из этих пород сформировалвсь древняя кора Луны, а ютем, пря возиикновенви лунных морей около 4 млрд.
Лег назад, онв была расколота, ве- !02 5. планеты земнОЙ группы с и с о э к Ф % О, а с $ и и о а о о а о й О,О й о О Рис. 5.5. Сравнение распространенности элементов в лунных н земных базальтах. Вертикальная пэтриховая пиния отделяет летучие фазы от тугопяавких. распространенность элементов подчиняется этому разделению [см. табл, 5.1) (213), 0,001 1000 Температура кеияеиееиии, 'С роятно, в результате ударов крупных плаиетезималей.
Впадины морей заполнились после этого обширными потоками базальтовой лавы, возраст которой составляет 3,2-3,9 млрд. лет, но свидетельств более поздней вулканической деятельности не обнаружено. Базальтовые лавы дают некоторые важнейшие сведения о составе Луны, так как, подобно земным базальтам, они образуются, по-видимому, в результате частичного плавления во внутренних областях планеты (см. также гл. 7).
На рис. 5.5 представлена диаграмма отношения распространенности некоторых элементов в лунных и земных базальтах в зависимости от температуры конденсации этих элементов (табл. 5.1). Щелочные элементы включены на рис. 5.5 в группу летучих, и в лунных базальтах они относительно истощены, тогда как содержание тугоплавких элементов повышено.
Учитывая, что никель и иридий-это два тугоплавких элемента, которые в обычном случае проявляют сидерофильные тенденции, можно считать наилучшим описанием диаграммы, приведенной на рис. 5.5, следующее. По сравнению с земными базальтами в лунных базальтах летучие и сидерофильные элементы истощены, а содер'канне тугоплавких литофильных элементов повышено. Выпадающее из этой закономерности обогащение лунных базальтов летучей серой связано с кристаллизацией в них троилита (геб), тогда как в относительно богатой кис- 5.
ПЛАННТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ 103 породам земной вулканической обстановке образуется газ ЗОз, при оттонке которого остающееся железо соединяется с кислородом в кристаллнчег~ом ьгагнетите (Ре>О ). Является ли специфичная геохимия лунных базальтов характеристикой той области лунных недр, где эти базалъты выплавились, или же эти геохимяческие особенности возникли при излиянии базалътовой лавы на лунную поверхность в условиях высокого вакуума? Два вида доказательств указывают на первое.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
