Brown & Mussett The Inaccessible Earth 05 Chapter (1119258), страница 6
Текст из файла (страница 6)
С одной стороны, значительные потери маловероятны, поскольку элементы могут улегучиваться, только оказавшись иа поверхности или очень близко к ней 1213). С другой стороны, аналвз образцов, взятых со всех мест посадки «Аполлона», показал удивительно постоянное соотношение летучих и тугоплавких элементов. Был сделан вывод, что область образования лунных базальтов по сравнению с мантией Земли обогащена тугоплавкими элементами за счет летучях и сидерофильных.
Подобные же заключения были сделаны в результате изучения анортозитовых пород лунных возвьппенностей, а яменво, что эти породы обогащены А1,О„ СаО и другими тугоплавкими составляющими. Эню коренная особеинос>яь лунной геохимии, о»миною>цая лунные народы о>н их земных аналогов, обнарулсиваевюя во всех без исключения образцах лунных пород. Помимо этих геохимических данных экспедициями «Аполлонов» были получены инте ресные результаты геофизических исследований. Была развернута сеть сейсмопрнемников, которые начали записывать сигналы от ударов специапъно для этого сбрасываемых отработанных частей космического корабля, от ударов природных тел о поверхность Луны и от луночрясений ипорых отмечается около 8000 в год.
Сведения о внутреннем строении Луны, полученные путем интерпретации этих сигналов, представлены иа рис. 5.6. Наиболее четкий сейсмяческий раздел находится на Луне на глубине около 60 км, где скорое>ь Р-волн меняется от 7 км/с (зто значение счятается характерным для анортозит-габбро-базалътовой коры) до 7,7 км/с в лунной «мантию>, имеющей, вероятно, перидотнтовый состав (см. гл. 7). Скорости продольных волн последовательно возрастают от 7,7 до 8,3 км/с до глубины 1000 км; в этом глубинном интервале ре>пстрируются и поперечные волны. Поэтому область до глубины 1000 км определяется как лунная «литосферю>. Ниже 1000 км скорость Р-волн падает на 0,3 км/с, а б-волны затухают, что отнюдь не означает, что здесь имеют место какие-то ошеломляющие изменения состава или фазового состояния, а просто свидетелъствует о появления некоторого количества расплава.
Вся центральная область радиусом 700 км находится, возможно, в частично расплавленном состоянии и считается лунной «астеносферой». До сих пор еще отсутствуют сейсмические данные о том, имеет ли Луна металлическое ядро, хотя некоторые исследователн заявляют, что они располагают палеомшиитными данными о его существовании. Измерения теплового потока (см. приложение 9) на Луне дали значения, составляющие около половины соответствующих значений для Земли (см.
гл. 8), т.е. значительно более высокие, нежели ожидалось, так как у Луны большее отношение площади поверхности к объему и, следовательно, она должна быка бы потерять свое внутреннее тепло и остыть быстрее, чем Земля. Чтобы можно было получить наблюдаемый тепловой поток на Луне, сильно обедненной калием, а значит, и радиоактивным л»К (рис. 5.5), содержание () н ТЬ на Луне, согласно предположениям, должно значительно превышать нх относительную распространенность на Солнце. Всть н другие доказательства (рис. 5.5) того, что Луна обогащена тугоплавкими литофильными элементами по сравнению с Землей и хондритамя. Уместно теперь прямо спросить: какой свет проливают этя данные на различные мо- 1йя 5.
пллнйты звмной группы образцов горных пород с вомощмо ревтгеиовсках лучей; виелвэм показали присутствие сальво вмвстрелмх силиквтов, ока«лов, сульфатов и кврбоиетов ив фоые общего безальтового состава, возможно, с ббльшим содсриелием мелева, чем в земымх бвэельтех. Введу того что в марсианской атмосфере отношение ««Аг/э«Аг оказалось значительно выше ло срввиевню с Землей, было высквэвио вредно ложен ко, что в лряповерхноствмх породах Марса содерживие летучих элементов и калия также выше, чем ыв Земле (рвдиовктивымй распад ««К -~ ««Аг ловмшвст уквэевиое выше отыошеиие ло срввиеиюо с лриыимееммм иечвльимм эывчеивем для лервичиой Солнечной тумеыыости).
Одывко имеются и другие обьясиеиил 12Щ 5.43. Марс. Фотографии Марса, сделанные с б~шэкого рэсстоппи и ые локерхыости во время космкчсских экспедвций 1970-х годов (ыо программам «Мврииер» к «Ввкиыг»), показали, что илвисте имеет внушительный и резвообрвзимй рельеф с обширымми сухкмк русламв, яввовммв лото«ямы и вулканами. К сожвлеиюо, ваши лредств влек в я о возрасте этих обрвэоввывй осиовмвюотся только ив крайне сцорымх результатах изучения ллотыости кратеров.
Одывко все согласны с тем, что у Марса была длительивк которве вктлвиого развитая, эевершившвесе, вероятио, е каком-то витервеле лоследивх 2 млрд. лет. Опустившиеся ив воверхиость Марса «Викинги» сделали в 1976 г. и«сколько грубых вывлкзов флкюресцеицки делы ширеции? Низкие содержаныя как летучих, так и сидерофнлъных элементов (табл.
5.1) позволяют предположыть, что на Луне сконцентрировались высокотемпературные конденсаты, и, таким образом, Луна представляет собой крупный, но загрязненыый примесями аналог включений метеорита Айепг(е. Даже если Луна имеет меэвллическое ядро, все равно ее отношение Ге/Я должно быть ниже, чем у Земли, в все зти данные, взятые в совокупности, можно было бы ыспользовать как доказательство неоднородного состава Солнечной туманности во время аккреции планет.
Такой вьпюд был бы особенно логичен, если считать, что Луна образовалась независимо н была захвачена Землей; однако более популярно представление о том, что оба тела формировались совместно, причем шшреция Луны проысходила, вероятно, из «отстойного» кольца, возникшего вокруг Земли (1851. В этом случае, как подчеркивает Браун (291, валовой состав Луны может быль похож на состав мантии Земли после потери летучих и сндерофилъных элементов. Если Луна действительно образовалась из кольцевого скопления обедненного летучюми силикатного материала, располагавшегося вокруг растущей Землн, в которой развива-, лось также обогащенное сидерофильиыми элементами ядро, то геохимия обоих тел,, взятых вместе, может быть объяснена, исходя из представления о первично однородной ) хондрытовой массе.
Какая-то часть этой массы либо не участвовала в аккреции, либо бы-; ла потеряна после нсе. Масса Луны составляет только 1,2;4 массы Земли, поэтому ее ( обособление едва ли может повлшпь на оценки первоначального состава Земли ~ (рвзд. 5.4.1). Следовательно, пока мы ые получим более определепнъп сведений о проис-- хождении Луны, наши знания о ее геохимии нелъзк использовать для решителъного вы- ' бора между различными моделями аккрепди. Но вместе взятые Земля и Луна нмеют, по- ~ видимоьш, валовой хондрвтовый состав, обедненный всеми летучими веществамн, ' включая щслочные элементы. В последующих разделах приводятся те немногочисленные даиньи по Марсу, Венере и Меркурню, которые имеют отношеыве к моделям вккредни планет.
В приншше изуче- ' ние этих планет имеет самое прямое отношение к выбору моделей, но разрозненные ' нмеющнеся даывые приводят к очень сложным и запутанным построениям. Соответственно этн разделы набраны здесь петитом («необязательное чтенне»); обсуждаемые аргументы суммированы в разд. 5.5. Глубина, нм Дали«ни«, наш КОРА аиоотознтм, габера и базен»ум Глубина, им КОРА 1000 ЛИТОСф 1000 ошанина олоа 3 - О) Ю1Ю Гбсб *СТЕИОСфЕ 1000 Юоб -1740 Рнс 5.б. Схема глубинного строения Луны, построенная на основании сейсмических данных н указывающая вероатный тип горных пород В ЮПКДОМ СЛОЕ. Геофизические исследования способны дать более обширные сведения о внутреннем строении и общем составе планеты, но сейсмические эксперямепты по программе «Викинг» закончилнсь почтя полной неудачей.
Наши знавав ограничиваются после ннх значениямк момента инерции и средней плотности (3940 кг/мз), составляющей только немного больше 70/ плотности Земли. Но это различие не требует больших отклонений в валовом составе, так как вещество Марса-планеты, гораздо менее массивной, чем Земзпк — значятельно слабее сжато. (Давление внутри планеты явлается функцвей глубины, а поскольку радиус Марса составляет только половину земного, один н тот же матеряал в ценз ре Марса будет нмегь гораздо меньшую плотность, чем в центре Земли.) Марс должен иметь ядро, тах как его поляряый момент инерция (С = 0,37б) меньше, чем у твердого шара, сделанного из однородного матеряала (С = =0,4) Однако марсианское ядро лабо меиькие земного, лабо имеет меньшую плотность (для Земли С 0,331; см. обсуждение этого вопроса в работе [511).
По составу Марс, вероятно, мало отличается от Земли (см. также равд. 5.5), а менее полное обособленяе железа в марсианском ядре коррелируется с его распространенностью в пошрхностных породах. Это, возможно, указывает яа ббльшую охясленность вещества 5. ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ 105 Рис. 5.7. Возможнаа структурно-геохимнчесши модель внутреннего строения Марса. (По рабо- те [1891, с кзменениями.) планеты„в результате чего в лнтофильном слое содержится больше железа, ядро оказывается меньше, чем у Земли (см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
