Brown & Mussett The Inaccessible Earth 05 Chapter (1119258), страница 7
Текст из файла (страница 7)
равд. 5.3), а потери летучих при аккреции тишке меньше при хоццритовом в целом составе. Чтобы на данном этапе сказать о Марсе больше, придется использовать какие-то модели внутреннего строеппа Марса я его состава, но едва лп будет правильно проверять модели аш1рецви с помощью геохимических моделей! Одна такая геохимическак модель, основанная на предположении о крайне окясленном валовом составе (с магпетитовым ядром), показана длл интереса на рис. 5.7, но в равной степени годятся и моделн с 1шром, вмеющям состав Ре-Реб (см„например, работу [111~).
Большее содержание летучих (кислорода и, возможно, кашшб ем. выше) в составе Марса не является достаточнмм аргументом для выбора той или апой модели аккрецин. По неоднородной моделя мы могли бы ожидать, что на Марсе содержание летучих больше, чем на Земле, в связи с тем, что Марс-наиболее удаленная от Солнца планета земной группы.
А ясходя из однородной модели, можно рассухшвть о том, что эта сравнительно небольшая планета должна была потерять меньше летучих во время вккреционного разогрева. 5.4.4. Венера. Две оставшиеся планеты зем- 5. ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ 107 Юри (227) о высоком содержании металлического железа в составе Меркурия, что могло быть причиной высокой плотности этой планеты. Чтобы получить удовлетворительную модель внутреннего строения Меркурия, постулируегся существование металлического ндрв радиусом около 1800 км, окруженного 600-километровым слоем силикатной мантии, обогащенной тугоплввкими элемектамн.
Меркурий-ближайшая к Солнцу планета„ и температуры предавнрециоиной туманности были твм еамымн вмсокимн; нмеюшиеск данные о Меркурии служат веским доказательством в пользу неоднородной модели аккреции (табл. 5.2). Меркурий не смог бм приобрести свой нынешний состав только в результате потеря летучих при аккреционном разогреве кондритового матернвлв. Возмоюю, однако, что еккрецвя Меркурия происходила в его собственной «зоне» неоднородной туманности, где б(>льшав часть железа уне уенелв сконденсироваться и сразу же после этого начали формироваться магниевые снлнквтм (обзор имеюшкхся представлений см. в работе [2021). 5,5.
Синтез: комиромнссшш модель аииреции. Приведя в равд. 5.4 обзор данных о возможном составе планет, мы можем сделать следующие выводы. а) Возрастание средней плотности с увеличением размера (табл. 4.1) для планет Марса, Венеры н Землн можно полностью обьаснить„исходя из двух различных факторов. Во-первых, в связи с более сильным сжатием крупных планет, что приводит к повышению средней плотности без изменении состава Во-вторых, чтобы обьяснить результаты анализа поверхностных пород и данные о средней плотности, приходится все таки предполагать небольшое увеличение содержания легких, летучих элементов, в частности кислорода, на Венере и особенно на Марсе. Если на Марсе и Венере кислорода больше, чем на Земле, то их металлические ядра составят соответственный меньший процент их массы.
б) Поскольку система Земля-Луна имеет состав, хорошо согласующийся (при учете потери большинства летучих элементов) с составом углистых хондритов, из этого следует, что составы Марса, Венеры и Земли близки к хондритовым, по крайней мере по распространенности тугоплавких элементов, Это позволяет предположить, что все они сформировались путем аккреции иэ сходного, вероятно однородного, вещества н что потери летучих была вызвана аккреционным разогревом„поскольку чем меньше планета, тем меньше потеряно летучего материала (разц, 5.2.2). в) Показанная на рис.
5.8 зависимость мехщу радиусом планеты и ее плотностью подчеркивает корреляцию этих параметров для Земли, Венеры и Марса н резкое несоответствие дла Меркурия, из чего следует, что его состав сильно отличается от состава других планет. Единственным сравнительно плотным веществом, которое может там присутствовать н которое было достаточно распространено в первичной Солнечной туманности, является железо. Таким образом, в состав Меркурия входат более высокотемпературные конденсаты, чем в состав других планет земной группы; неоднородные смеси сконденсировавшнхся зерен существовали, должно быть, в Солнечной туманиостя еще до начала аккрепии планет. На это же указывает состав внешних планет и некоторых хондритов, содержащих высокотемпературные конденсаты.
Здесь излагается одна из возможных моделей планетной аккреции, начиная с ситуации, показанной на рнс. 5.9. Накопленные данные по всем планетам н метеоритам свидетельствуют о том, что Солнечная туманность перед началом аккрецни была неоднородной. Однако данные по Марсу, Земле и Венере указывают, что внутри туманности существовала однородная «зона», состоявшая из зерен, которые стали материалом для НВ 3.
планеты земнОЙ ГРуппы йх о О, л 2 о а н л Рис. 5.й Диаграмма зависимости менку ралнусом и плотностью планет зааюй группы. Ди. аграмма ааазывит, что для Марса, Венеры и Земли плотность является важной функцией о о размера, и зта зависимость обусловлева внутренним акатлем. з,с плотность, 1 .10т нт/«т этих трех планет. Исходя из данных по всем планетам, молою заключить, что в Солнечной туманности было как минимум три зоны, выделяемые по последовательно более ннзкотемпературным кондепсатам в направлении от центра. Помимо «хондрнтовой зоны», где температуры во время образования Земли были, вероятно, около 100 С (табл.
5.1), имелась внутренняя, высокотемпературная зона, в которой произошла аареция Меркурия, и внешняя, низкотемпературная зона ( < 0'С), из вещества которой сформировались почти все внешние планеты. Согласно этой модели, аккрецив Земли развиаь лась 'в средней зоне посредством физических процессов, описанных в разд. 4.3. В ходе преобразований, описанных в разд. 5,2.2. и 5.2.3, наша планета нагрелась, потерала летучие компоненты и образовала металлическое ядро. Теперь наше внимание будет сфокусировано на Земле, н в последующих главах мы рассмотрим более детально физику и химию ядра, мантии и коры.
Краткое содеряапве. 1. Химические элементы, входящие в состав планет земной группы и метеоритов, группируются в три перекрывающихся класса: лнтофильные (снлнкаты коры и мантии), хвлькофильные (сульфидная фаза) и сидерофильные (металлическая фаза), согласно характеристикам, соответствующим их положению в Периодической системе и выражающимся через электроотрицательность (табл. 5,3). 2. Сравнение состава земной коры с составом фракции тяжелых элементов первичной Солнечной туманности (по солнечным спектрам) указывает на обогащение коры лито- Рис.
5.9. Схематяческое взобрапенве возмоинмх зои Солнечной тумвнвктв, содерюаавх оюилеаароваванеся зерна различного состава, вевосредепиано перед началом планетной аккрецмв. Подробнее см. в тексте. 1-обаао вязкой плотности, яз которого образуются ввеаияе планеты; состав облака соответствует составу первичной Селяевой тумаииостя; 2-«ховлрвтовое» облако высокой плотности: железо, сульфвд железа и свликаты; 3-облако с вмсоквм значением ствоаенвя Ре/Я; состав облака соответствует составу Меркурия. орнл ту»ьн 5.
ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ 109 фильными элементами и на обеднение ее элементами сидерофильными и халькофильными. Однако валовой состав Земли, согласно оценкам, очень близок к составу тяжелых элементов в солнечных спектрах, а по сравнению с углистыми хондритамн Земля имеет пониженное содержание летучих компонентов. Потеря Н«О, СОг и т.д., а значит, и потеря кислорода означают, что много земного железа химически восстановлено и образует отдельное ядро, а не находится в соединениях с свликатами. 3. Основная химическая дифференциация на планетах земной группы могла идти двумя путями (см.
табл. 5,2): а) путем сегрегации элементов в Солнечной туманности соответственно их температурам конденсации (табл. 5.1), что определяет неоднородный рост планет1 сначала образуется тугоплавкое ядро планеты, а затем, когда температура в районе каждой плапетьЬ находящейся в процессе аккреции, падает, менее тугоплавкая мантия; б) путем внутреннего разделения элементов в процессах плавления, происходящего во время и после аккрецин, возмояшо, из однородного ранее сконденсировавшегося вещества туманности. 4. Сведения, полученные. прн химическом изучении поверхностных пород, сейсмическве данные, значения плотности и момента инерции-все зто подтверждает предположение о том, что Земля, Венера н Марс имеют сходней хондритовый валовой состав и различаются только содержанием летучих элементов, особенно кислорода, которое возрастает с уменьшением размеров планеты.
Это позволяет считать, в согласии с однородной моделью, что степень испарешп летучих является функцией размера планеты н определяется повьппением температуры в ходе аккрецни: температура повышается вследствие превращения энергии ударов в тепло и (илн) из-за радиоактивного распада короткоживущих изотопов. Эти процессы нмеют наибольшее значение для крупных планет, таких, как Земля. В этом случае можно считать, что образование ядра Земли произошло чрезвычайно быстро на раннем этапе ее истории.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
