книги из ГПНТБ / Войткевич, Г. В. Происхождение и химическая эволюция Земли

В газовой среде солнечного состава константа равновесня химической реакции фиксируется относительным распространением водорода и кислорода, которое при­ водит к отношению Н а О / Н 2 , равному 2 • 10 _ 3 . Г. Юри, использовав это соотношение, вычислил температуру рав­

происходит восстановление и выделение металлического железа . Т а к и м образом, температура 400° К является критической дл я перехода окисленного железа в метал­

Однако в процессе о х л а ж д е н и я протопланетного ве­ щества в небольшом количестве могли возникать силикаты железа . В этом случае, ка к показал Р . Мюллер (1964), восстановление железа из силикатов до металла должно протекать пр и температуре свыше 1100° К , а н и ж е ее

могло протекать образование силикатных соединений железа .

У ч и т ы в а я изложенное выше, а т а к ж е большую вероят­ ность того, что З е м л я на одну треть состоит из металли­ ческого железа, можно считать, что она образовалась преимущественно из высокотемпературной фракции ох­ лаждающегося солнечного вещества, которая конденси­

тов как комбинацию низкотемпературной (А) и высоко­ температурной (В) фракций, можно оценить температуру конденсации и последующего сгущения (аккреции) этих тел в солнечной системе. Основные данные представлены

втабл. 11.

Ти п I углистых хондритов представляет собой почти чистую фракцию А. Однако данные дл я них я в л я ю т с я неточными, и можно допустить в и х составе (-^20%) примеси фракции В. Данные дл я Земли в табл. 11 не имеют

90

Таблица M

Температура конденсации вещества метеоритов (по Дж. Ларішеру и Э. Андерсу, 19G7)

фракций: высокотемпературной фракции, состоящей из хондр, металлических зерен и лишенной летучих, и низко ­ температурной фракции, сохранившей значительную часть летучих (углистые хондриты типа I) .

Вполне естественно допустить, что вблизи Солнца внутренние планеты возникли в условиях его нагрева, а дальше от него нагрев ослабевал. Поэтому располо­ женные ближе к Солнцу внутренние планеты образова­ лись путем сгущения (аккреции) высокотемпературной фракции конденсатов с минимальной долей низкотемпера­ турной фракции . Н о дальше от Солнца в области между Марсом и Юпитером, в так называемом астероидальном кольце, формировались родоначальные тела метеоритов — преимущественно хондритовые астероиды, в которых про ­ порция низкотемпературной фракции конденсатов была повышенной и в целом возрастала к периферической

91

части кольца. Так, в самых краевых частях астероидальиого кольца происходила конденсация при быстром охлаждении веществ, что привело к ведущей роли низко ­ температурной фракции и формированию состава ве­ щества типа углистых хоидритов, почти полностью сохра­

почти целиком из неразделенного и иефракциоиирован-

и термодинамики, формирование химического состава планет происходило в два этапа. Первый этап знамено­ вался охлаждением газового диска и конденсацией части его вещества в жидкие капли, затем частицы. Таким спо­ собом возникла газово-пылевая туманность, которая была неустойчивой и вследствие разной скорости остывания в зависимости от расстояния от Солнца приобрела хими­ ческую неоднородность, которая дополнительно возра­ стала под влиянием давления солнечных лучей. Второй этап выразился в сгущении (аккреции, аккумуляции) конденсированных частиц — пылевой составляющей протопланетного диска — в отдельные сгустки — протопланеты. Можно полагать, что эти два этапа не были резко

планетного диска началась тогда, когда конденсация еще

много типа образовались в результате сгущения пре­ имущественно высокотемпературной фракции со значи­

что остывание протопланетного газового диска проис­ ходило достаточно быстро. Газовый диск, появившийся

92

/

Р и с . 19. Схема эволюции протопланетного диска

Время (лет)

Р п с. 20. Время конденсации вещества метеоритов при остывании солнечного газа в двух вариантах расчета (по Дж. Ларимеру и Э. Андерсу)

вокруг первичного Солнца в его экваториальной пло­ скости, частично рассеивался и конденсировался в виде капель, быстро переходящих в твердые частицы. Газовый диск был образованием вообще неустойчивым и быстро таял в мировом пространстве, путем диффузии преодоле­

ример и Э. Андерс, опираясь на данные по химическому

на рис. 19 и 20. В первом варианте весь процесс охлажде ­ ния и конденсации солнечной туманности в той ее части,

и охватил время порядка 1 млн. лет. В области внутрен­ них планет остывание проходило медленнее ввиду силь­

1,5 а. е.1 (астрономических единиц) остывание первичного протопланетного вещества происходило относительно мед­ ленно, и здесь формировались конденсированные капли и частицы преимущественно высокотемпературной фрак­ ции со значительной пропорцией металлического железа и минимальной долей низкотемпературной фракции, воз­ никшей значительно позже. Путем сгущения этого ма­ териала появились внутренние планеты с минимальным содержанием летучих. Н о дальше от Солнца происходило сгущение материала, который дополнительно содержал

94

ней части астероидальиого кольца, сохранив значитель­

синтеза представлена на схеме 2. Вещество нашей пла ­ неты в далеком прошлом проходило последовательно стадии: ядерного синтеза, газовой туманности, конден­ сации газовой туманности с образованием твердых ча­ стиц, стадию а к к у м у л я ц и и и впоследствии стадию соб­ ственного развития с химической дифференциацией на отдельные оболочки. Последовательный ход указанных событий основан на современном изучении метеоритного материала, Земли и планет. Однако, естественно, ис­ пользованные нами данные являются неполными и по­ зволяют нарисовать лишь картину, требующую даль ­ нейших подтверждений.

Так, мы можем поставить основной вопрос: в какой мере современные данные наблюдательной астрономии и физико-химические исследования экспериментального характера способны подтвердить допускаемый нами про ­ цесс остывания солнечного (звездного) газа с образова­ нием химических соединений и последующей их кон­ денсации в твердые частицы?

Действительно, спектральные исследования далеких звезд нашей галактики свидетельствуют о том, что по мере остывания газа звездного состава образуются первые химические соединения в виде двухатомных молекул . В спектрах наиболее холодных звезд с температурой поверхности порядка 3000—2000° К обнаружены много­ численные молекулярные полосы, указывающие на при ­ сутствие А10, MgO, TiO, ZrO, С(^, SiO и других соеди­ нений. £Q

Конденсация твердых или ж и д к и х частиц из сол­ нечной туманности давно у ж е рассматривалась как один из наиболее в а ж н ы х физико-химических процессов, про­ исходящих в ранней истории солнечной системы.

По данным астрофизических наблюдений, энстатитовые или оливиновые зерна находятся в межзвездном пространстве, о к р у ж а я области холодных звезд спек­ тральных классов К и М. Последнее изучение спектров различных звезд в ультрафиолетовой и инфракрасной областях дали весьма интересные результаты относительно

96

состава околозвездной ныли. Широкие полосы в инфра­ красной области спектров холодных з в е з д — г и г а н т о в и сверхгигантов показывают, что многие из них имеют

согласие между наблюдаемым спектром дл я силикатного материала и наблюдаемым спектром инфракрасного из­ бытка звезды а Ориона (Бетельгейзе), подтверждающее предположение о силикатной пыли. Особенности кривых поглощения в ультрафиолетовой части спектра меж­

ности ультрафиолетовой области спектров межзвездной

роду, соответствующую железистым гранатам. Таким

системы и сейчас совершается вокруг многих звезд, в этом сомневаться не приходится.

Физико-химические эксперименты с парами металлов и окислов за последнее время тоже дали весьма интерес­ ные результаты. В Калифорнийском университете Г. Аррениус и Г. Альфвен (1971) предприняли серию экспери­ ментов в целях исследования явлений, связанных с кон­ денсацией веществ в пространстве в условиях, близких к космическим. Основные результаты этих опытов за­ ключаются в следующем.

Интерметаллические полиморфные сплавы (например, Fe—Ni и др.), магнетит, графит, карбиды металлов, магне­ зиальные силикаты и полиморфные разности кремнезема могут расти непосредственно путем конденсации из ча­ стично ионизированного газа в радиационном равно­ весии с этим газом. Эксперименты с системой Fe—Ni

О Б Р А З О В А Н И Е ОСНОВНЫХ О Б О Л О Ч Е К З Е М Л И

Земля, как у ж е отмечалось, возникла путем сгущения преимущественно высокотемпературной фракции со зна­ чительным количеством металлического железа, а остав­ шийся околоземной материал, в котором железо окис­ лилось и перешло в состав силикатов, вероятно, пошел на построение Л у н ы . Возникновение метеоритных фаз (силикатной, сульфидной, металлической) в виде ахон­ дритов, железокаменных метеоритов и железных в пре­ делах родоначальных метеоритных тел, а т а к ж е метал­ лических ядер и силикатных мантий во внутренних планетах земного типа рассматривается обычно как вторич­ ный процесс, прошедпшй далеко не во всех астероидах. Допускается, что зонарная (оболочечная) структура внут­ ренних планет явилась результатом радиогенного нагрева

громадной цифрой — 3,9 млрд. лет) я в л я ю т с я продуктом значительно более поздних событий, наступивших после

ние алюмосиликатной коры океанического и континен­ тального типов относится к более поздним событиям, связанным с физико-химическими процессами в самой мантии.

Е с л и Земля ввиду разных причин могла пройти через высокотемпературную стадию развития (независимо от способа ее образования) с расплавлением всей ее массы,