книги / Основы геохимии

рии становится принципиально доступной для познания. Уже сейчас можно говорить о том, что она заключалась в последовательной смене различных процессов синтеза легких, средних и тяжелых атомных ядер, непосредственно предшествовавших формированию протопланетного материала, из которого возникла Земля.

В туманной дали эпохи формирования плоской составляющей на­ шей Галактики исходный материал для построения космических скоп­ лений был, вероятно, представлен водородом, доминирующим и по­ ныне в космохимии Вселенной.

Естественный синтез изотопов шел по последовательному пути построения сначала легких, потом средних и затем тяжелых атомов, включая трансурановые.

Основную массу Земли, метеоритов и планет составляют немногие элементы: С. О, Na, Mg, Al, Si,S, К, Ca, Ti, Mn, Fe, Ni. Изотопы их сформировались, вероятно, как продукты синтеза водородно-гелиевого, альфа-процесса, равновесных термоядерных реакций и определили впоследствии состав главной массы земного шара. Все остальные эле­ менты, вместе взятые, составляют лишь малую часть массы пла­ неты.

Дальнейшая стадия процессов нейтронного захвата была весьма важна в том отношении, что при ней были сформированы изотопы элементов с А > 60 и в том числе все сейчас существующие (3-актив- ные естественные радиоизотопы.

Прямым следствием процессов нейтронного захвата, прошедшего непосредственно перед обособлением Солнца от остального протопланетного материала, было образование многочисленных радиоак­ тивных изотопов. Возникновение изотопов трансвисмутовых элемен­ тов неизбежно протекало в условиях г-процесса, поскольку в радио­ активных рядах имеются недолговечные изотопы, цепь возникновения которых могла осуществляться только при быстром и мощном потоке нейтронов.

Судя по накоплению радиогенного ксенона и ксенона от оско­ лочного деления трансурановых изотопов в метеоритах, интервал вре­ мени между окончанием ядерного синтеза и началом образования Земли не превышал 200 млн. лет.

[Современный уровень знаний в области астрофизики и космохи­ мии позволяет нам сформулировать следующие выводы.

1.Вещество Земли в прошлом прошло стадию звездной эволюции,

вкоторую совершались процесы синтеза легких, средних и тяжелых химических элементов.

2.Близость относительной распространенности атомов Солнца, Земли и метеоритов указывает на их общую судьбу в ядерном синтезе.

Последующие различия в составе оказались связанными с разного ро­ да процессами дифференциации вещества.

3. Современная радиоактивность Земли—закономерный результат ядерной эволюции ее вещества в космических (звездных) условиях — отражение процессов быстрого нейтронного захвата в эпоху, непо­ средственно предшествовавшую дифференциации вещества на Солнце в протопланетный материал.

291

4. Процесы синтеза путем нейтронного захвата (п у) неизбежно привели к образованию изотопов, максимально богатых нейтронами. Среди этих изотопов имелись относительно недолговечные. Часть из них сохранилась в планетную стадию развития солнечной системы

вдифференцированном материале планет и метеоритов.

5.В настоящее время можно нарисовать лишь общую схему допланетной истории вещества Земли. Детальное изучение ее — задача будущего.

ФОРМИРОВАНИЕ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА ЗЕМЛИ

Рождение нашей планеты диктовалось не только законами меха­ ники, которые были использованы во многих космогонических гипо­ тезах, но было также неразрывно связано с физико-химическими свой­ ствами элементов и термодинамическими условиями их конденсации

впланетные и астероидальные тела солнечной системы.

Впроцессе становления вещества Земли первой была звездная стадия, в которую проходил синтез химических элементов. Следую­ щая стадия знаменовалась образованием протопланетной солнечной туманности в виде газового диска, совпадающего с солнечным эква­ тором. Возникновение этого диска неизбежно было связано с расши­ рением звездного вещества (первичного Солнца) и его охлаждением до температур, позволяющих образование молекул, химических соединений и металлических фаз.

Вероятно, под влиянием лучевого давления яркого первичного Солнца газовые компоненты первичного диска были преимущественно отброшены в периферические области системы, где из них возникли гигантские планеты типа Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна, состоя­ щие главным образом из газов.

Твердые пылевые частицы, по всей вероятности, возникли при охлаждении газовой туманности за счет окисления химически активных металлов и состояли из металлического железа, окислов и силикатов.

Термохимические расчеты, выполненные В. Латимером (1950) и Г. Юри (1952), позволили выяснить условия окисления железа в пы­ левой фазе первичной туманности солнечного состава. При этом имело место основное химическое равновесие следующего вида:

В солнечной туманности константа равновесия К фиксирует отно­ сительное распространение водорода и кислорода. Отношение Н 20 /Н 2 равно 2 10"3. Константа равновесия К, как известно, связана с из­

292

-—'400 К). Ниже этой температуры железо окисляется до магнетита, а выше происходит восстановление и образование металлического же­ леза. Однако в процессе конденсации протопланетного вещества мог­ ли также возникнуть силикаты железа. В этом случае, как показал Р. Мюллер (1964), восстановление железа из силикатов до металла

тов — S i0 2, MgO, А120 3, CaO, Na20 , T i0 2, MnO и др., которые соста­ вили пылевую компоненту первичной туманности. Из окислов и, возможно, силикатов образовались путем сгущения и аккумуляции планеты земного типа и астероиды, давшие впоследствии начало мете­ оритам.

Формирование химического состава Земли было связано с опреде­ ленными физико-химическими процессами в протопланетной газовой туманности и, естественно, явилось вариантом более общего процесса конденсации, аккумуляции и последующего радиогенного нагрева планет земного типа и астероидов.

По широко распространенному мнению, основанному на космо­ химических данных, первичный материал, который впоследствии по­ шел на построение планет земного типа, был близок к веществу уг­ листых хондритов типа I. Хондриты по соотношению многих элемен­ тов весьма сходны с солнечным веществом. Они( содержат углерод в разных формах, повышенное количество связанной воды, а также газов.

Перед нами возникает вопрос, произошло ли формирование пер­ вичного вещества с образованием металлической фазы до возникнове­ ния самих планет, получили ли они в «готовом» виде вещество соот­ ветствующего состава из определенного участка протопланетного дис­ ка или же первоначальные планеты имели одинаковый химический состав, изменившийся впоследствии в связи с различным нагревом планет и, следовательно, разной степенью восстановления железа?

В свете современных данных первый путь становления химическо­ го состава планет был более вероятен и имел решающее значение. Второй путь принципиально не исключен, а для некоторых элемен­ тов сохраняет свое значение и до сих пор, но в целом он имел второ­ степенное значение.

Чтобы представить себе пути химической эволюции протопла­ нетного вещества, необходимо учесть распределение всех химических элементов в изученных химически телах солнечной системы, просле- ,дить их миграцию в прошлом и выявить закономерности, которые могут быть истолкованы с точки зрения химических законов.

Мы уже подчеркивали, что имеется определенная пространствен­ ная закономерность в составе внутренних планет: ближайшие к Солн­ цу планеты содержат большую пропорцию металлической фазы, чем планеты более отдаленные (см. рис. 18).

Принципиально важное значение имеет закономерность распреде­ ления ряда химических элементов в изученных метеоритах и в обо­ лочках Земли. Оказалось, что около 1/3 элементов периодической

293

системы Д. И. Менделеева обнаруживают заметный недостаток в мате­ риале Земли, Луны и хондрнтов по сравнению с их распространением в углистых хондритах типа I (рис. 61). По Дж. Ларимеру (1967), их можно разделить на элементы нормальной недостаточности, содер­ жание которых относительно вещества углистых хондритов типа I в 2— 10 раз меньше, и элементы резкой недостаточности, содержа­ ние которых в 10— 1000 раз меньше. К первым относятся Na, К, Rb,

Рис. 61. Дефицитные элементы вещества Земли и обычных хондритов:

/ —элементы нормальной недостаточности (0,5—0,1); 2 —элементы аномальной недостаточности (0,1—0,001) относительно материала углистых хондрнтов типа I

Мп, Си, Ag, Аи, Ga, Ge, Sn, As, Sb,Se, S, F, Cl, ко вторым— U, Cs, C, N, Zn, Cd, Hg, In, Те, Pb, Bi, I, He и др. Данные по атомному распрос­

рис. 62.

Если проанализировать данные по химическому составу земной коры, то станет очевидным, что, за исключением щелочных металлов Na, К, Rb, Cs и Sb, РЬ,Т1,для нее также характерен недостаток мно­ гих химических элементов по сравнению с веществом углистых хонд­ ритов типа I. Земная кора является дифференциатом наиболее легких веществ мантии Земли и, естественно, отличается относительным бо­ гатством щелочных металлов. В значительно большей мере химический состав Земли (точнее ее силикатной мантии), составляющий 2/3 ее массы, выражают ультраосновные породы Земли— наиболее вероятные аналоги мантии.

Данные рис. 62 свидетельствуют о том, что недостаточные элементы

294

Рис. 62. Распространенность некоторых элементов в земной коре, ультраосновных породах и обычных хондрнтах по отношению к материалу углистых хондритов типа I

Т абли ц а 87 Классификация некоторых элементов по их летучести из основного

силикатного расплава при восстановительных условиях (по А. Рингвуду)

Примечание. Си, Ag, Аи при отсутствии серы ведутсебя как сндерофнльные элементы.

295

Если мы обратимся к свойствам недостаточных элементов, то увидим, что большинство из них относится к летучим, т. е. легко мигрирующим при высоких температурах (табл. 87).

Очевидно, что Земля в целом отличается резким дефицитом лету­ чих элементов. Следует, однако, отметить, что такие элементы, как Си, Ag, Аи, не относятся к летучим, а сера образует нелетучее соеди­ нение с железом. Дефицит этих элементов может быть связан с их концентрацией в ядре Земли.

Совершенно очевидно, что формирование химического состава Земли включало процесс, который привел к потере летучих элемен­ тов. Возможны были два пути: Земля в прошлом прошла стадию рас­ плавленного горячего состояния и летучие элементы испарились, либо планета возникла из материала, в котором летучие элементы были сосредоточены в минимальной степени.

Первый возможный процесс исключается, поскольку он требует нереальных условий. В частности, он не смог бы обеспечить разную степень потери летучих и не может объяснить чрезвычайно резкий дефицит на Земле тяжелой ртути, которая не могла улетучиться. Температуры, необходимые для того, чтобы тяжелые атомы Hg, Т1, РЬ приобрели бы космическую скорость и навсегда покинули Землю, оказываются чрезвычайно высокими. Они привели бы к взрыву и рассеянию всей массы нашей планеты.

Приходится допустить, что накануне образования Земли имел место совершенно реальный и важный процесс конденсации вещества. Конденсировались (преимущественно) нелетучие элементы и в мини­ мальном количестве летучие.

Таким образом, формирование химического состава Земли как пла­ неты в целом происходило до ее образования в результате дифферен­ циации протопланетного солнечного газа.

Если повышение температуры открытой системы приводит к повы­ шению потери летучих, то понижение температуры раскаленной га­ зовой смеси вызывает последовательную конденсацию сначала неле­ тучих тугоплавких соединений, затем трудно летучих и в самом конце наиболее летучих элементов. Процесс конденсации горячего газа сол­ нечного состава был количественно изучен и рассчитан по уравнениям химической термодинамики Дж. Ларимером. Более поздние расчеты выполнены Л. Гроссманом (табл. 88).

Данные таблицы характеризуют последовательность конденсации элементов и их соединений в ходе понижения температуры солнеч­ ного газа и при падении давления, которые имели место в первичной газовой туманности, порожденной Солнцем (согласно расчетам А. Ка­ мерона). Очевидно, что конденсация элементов и их простейших соеди­ нений в виде окислов, силикатов, сульфидов проходила в определенном закономерном порядке. В метеоритах соединения, соответствующие главным минералам, конденсировались в следующем порядке: ме­ таллическое железо, металлический никель, пироксен, оливин, троилит. Таким образом, первыми конденсировались в капли расплава железо, никель и силикаты, в которых вошли наиболее распростра­ ненные элементы О, Si, Fe, Mg, Са, А1, затем сульфиды и последними

296

Т аб л и ц а 88

Последовательность выделения элементов и соединений при охлаждении солнечного вещества при общем давлении 10г Па

(по Л. Гроссману)

при отрицательных температурах (°С) конденсировались такие ле­ тучие вещества, как вода и ртуть. Капли силикатного материала осты­ вали, проходили стадию кристаллизации и превращались в твердые тела — шаровидные частицы. В высшей степени вероятно, что хондры большинства каменных метеоритов являются прямыми остатками капель, возникших в процессе конденсации солнечного газа.

Можно представить, что материал Земли, внутренних планет и каменных метеоритов возник путем конденсации из остывающего сол­ нечного газа двух фракций: высокотемпературной (температура кон­ денсации 2000— 1300 К), состоящей из хондр, металлических зерен, лишенных летучих и низкотемпературной фракции (температура кон­

газа происходило медленно, а дальше от него — быстрее, поэтому расположенные ближе к Солнцу внутренние планеты возникли путем сгущения (аккреции) высокотемпературной фракции конденсатов с минимальной долей низкотемпературной фракции. Дальше от Солнца, в области между Марсом и Юпитером, в так называемом астероидальном кольце, формировались родоначальные тела метеоритов, преиму­ щественно хондритовые астероиды, в котоых пропорция низкотемпе­ ратурной фракции конденсатов была большей и в целом возрастала к периферической части кольца. В самых краевых частях этого кольца происходила конденсация при быстром охлаждении всех веществ.

297

Это привело к ведущей роли низкотемпературной фракции и формированию состава вещества типа углистых хондритов, почти полностью сохранивших атомные соотношения Солнца. Наконец, самые далекие от Солнца внешние планеты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) возникли почти целиком из неразделенного и нефракционированного солнечного вещества, сохранив в своем составе газы (сведущим зна­ чением Н) в качестве главной составной части.

Таким образом, согласно развитым выше представлениям, осно­ ванным на данных космохимии, метеоритики и термодинамики, формирование химического состава планет происходило в два этапа. Первый этап знаменовался охлаждением газового диска и конденса­ цией части его вещества в жидкие капли, затем частицы (застывшие

Можно полагать, что эти два этапа не были резко отделены друг от друга во времени. Более вероятно, что аккумуляция в отдельных частях протопланетного диска началась тогда, когда конденсация еще не завершилась в разных его участках. Ближайшие к Солнцу внутренние планеты земного типа образовались в результате сгущения преимущественно высокотемпературной фракции с значительной про­

Рис. 63. Хронологическая последовательность событий в солнечной систе­ ме после окончания процессов ядерного синтеза

298

(см. рис. 18) состоит на 2/3 из металлического железа, а самая отда­ ленная от Солнца из внутренних планет Марс, — вероятно, на V4 из металлического железа.

Дж. Лаример и Э. Андерс, исходя из данных по химическому фракционированию метеоритного вещества, рассчитали скорость ос­ тывания газовой туманности и ее конденсации в двух вариантах: первый вариант быстрого остывания без учета солнечного нагрева, второй вариант — с участием солнечного нагрева. По первому ва­ рианту весь процесс охлаждения и конденсации солнечной туманности В той ее части, где формировалось вещество метеоритов, занял не бо­ лее 10 000 лет. По второму варианту процесс проходил медленно, в течение примерно 1 млн. лет. В области внутренних планет остывание шло еще медленнее ввиду сильного солнечного нагрева и длилось, ве­ роятно, до 2—5 млн. лет.

Земля возникла путем сгущения преимущественно высокотемпе­ ратурной фракции е значительным количеством металлического желе­ за.

Общая хронологическая последовательность событий в солнечной системе после окончания процессов ядерного синтеза представлена на рис. 63.

ОБРАЗОВАНИЕ ОСНОВНЫХ ГЛУБИННЫХ ОБОЛОЧЕК ЗЕМЛИ

Земля как первичная планета возникла путем сгущения пылевого материала при температуре ниже точки его плавления 4,6 — 4,8 млрд, лет тому назад. Ранние стадии ее развития по всем данным знамено­ вались процессом ее общепланетарной химической дифференциации, которая привела к образованию центрального ядра и обволакивающей его первичной силикатной мантии. Образование алюмосиликатной коры океанического и континентального типов относится к более поздним событиям, связанным с физико-химическими процессами в самой мантии.

Относительно общепланетарной первичной химической дифферен­ циации Земли можно высказать два предположения:

1. Земля в результате радиоактивного нагрева прошла стадию химической дифференциации с выплавлением масс жидкого железа в верхних горизонтах, которое вследствие своей тяжести прорвало в одном каком-либо месте вязкие силикатные массы и опустилось к центру Земли, образовав ядро.

2. В процессе формирования Земли путем сгущения высокотем­ пературной фракции конденсатов солнечного газа сначала аккуму­ лировались преимущественно частицы (капельки) железа, которые об­ разовали ее внутреннюю часть, а затем силикатные частицы (соедине­ ния), образовавшие первичную мантию.

Рассмотрим оба варианта. Согласно первому варианту Земля воз­ никла как относительно химически однородный шар. Она представ­ ляла собой более или менее однородную смесь частиц железа и си­ ликатов. В процессе аккумуляции Земля захватила также часть га­ зов, в том числе Н 20 , С 02, NH3h Hg, из первичной туманности в силу собственного притяжения, когда она приобрела достаточно крупную

299

массу. Большая часть массы Земли сформировалась при температуре ниже температуры конденсации высокотемпературной фракции (метал­ лической, силикатной), т. е. ниже 800°С. Удары частиц в процессе ак­ кумуляции могли поднять ее температуру, но количественная оценка энергии этого процесса не может быть произведена достаточно надеж­ но. Весь процесс аккумуляции продолжался примерно 108 лет.

С момента начала формирования молодой Земли начался ее быст­ рый радиоактивный нагрев, вызванный распадом быстро вымирающих изотопов типа 244Ри, 247Сш (возможно также типа 26А1 и 10Ве), сохранившихся от эпохи ядерного синтеза, и распадом ныне сох­ ранившихся изотопов 235U, 238U, 232Th, 40К, которых в ту далекую эпоху было больше, чем сейчас. В общем, радиогенной атомной энер­ гии в ранние эпохи бытия Земли было достаточно для того, чтобы ее материал начал местами плавиться с последующей дегазацией и устрем­ лением легких компонентов в верхние горизонты.

Плавление в результате радиоактивного нагрева началось на не­ которых критических глубинах, в тех местах, где температура превыси­ ла точку плавления первичного материала Земли, находящегося под определенным давлением. При этом первым начал плавиться железный материал, поскольку температура плавления железа с ростом давле­ ния повышается значительно меньше, чем силикатов. По расчетам аме­ риканского геофизика Ф. Берча, для хондритовой модели Земли плавление могло начаться в интервале глубин 100—600 км. Мощ­ ность расплавленного слоя непрерывно увеличивалась. Ввиду реша­ ющего значения железа (как наиболее распространенного металла) возник процесс химического расслоения — ликвации, который при­ вел к разделению слоя на две части (фазы) — верхнюю силикатную и нижнюю металлическую (железную), так как плотность жидкого же­ леза более чем в два раза превосходит плотность силикатов.

Мощный слой расплавленного железа не мог иметь всюду одинако­ вую толщину. Под влиянием притяжения новорожденной Луны про­

тесняя недифференцированный материал со значительным содержанием силикатов. Этот материал, хотя и не находился в жидком расплавленном состоянии, при высоких температурах обладал повышенной плас­ тичностью и текучестью.

Дальнейший рост гигантской «железной капли» привел к опуска­ нию ее к центру Земли (рис. 64, б). Она выдавила силикатные массы.

300