Возникновение Солнечной системы

Сейчас общепринято, что элементы, составляющие в настоящее время Солнечную систему и нашу Землю, в большинстве своём возникли в результате ядерных реакций в звёздах. Исключение составляют Н (полагают, что он существует с момента образования Вселенной), Не и нескольких лёгких элементов (D, Li, Ве, В), которые образовались из Н во время Большого взрыва (Озима, 1990).

Поскольку скорость распада большинства тяжёлых элементов хорошо известна, можно рассчитать точный возраст веществ, содержащих долгоживущие изотопы. Так был установлен возраст нашей Солнечной системы ~ 5 млрд. лет. Так как масса Солнца недостаточна для образования тяжёлых элементов, следует полагать, что Солнечная система образовалась на месте взрыва сверхновой звезды. Гравитационные силы собрали рассеянное вещество. Большая часть его сконцентрировалась в виде Солнца, достаточно горячего для начала процесса ядерного синтеза. Планеты Солнечной системы образовались, по-видимому, из дискообразного облака горячих газов, остатков взрыва сверхновой звезды. Сконденсировавшиеся пары образовали твёрдые частицы, объединившиеся в небольшие тела (планетезимали), в результате срастания которых возникли плотные внутренние планеты (от Меркурия до Марса). Крупные внешние планеты, будучи более удалены от Солнца, состоят из газов меньшей плотности, конденсация которых происходила при гораздо более низких температурах.

Практически все атомы нашей системы сконцентрированы в Солнце, где сосредоточено более 99,9% массы всего вещества системы. С точки зрения химического состава Солнечной системы в целом, Земля состоит главным образом из кислорода и нелетучих элементов (таких как Fе, Мg, Si), причем доля последних – 0,1 % от общего числа атомов Солнечной системы (Озима, 1990).

Большинство элементов образовались до формирования Солнечной системы, во время взрыва сверхновой, но некоторые появились после, при распаде радиоактивных изотопов. Например, установлено, что практически весь (более 99%) аргон, который составляет около 1% земной атмосферы, возник в результате реакции распада ⁴⁰К → ⁴⁰Аr в недрах Земли после её формирования и впоследствии улетучился. Все остальные элементы, кроме радиогенных[2], уже существовали до возникновения Солнечной системы.

Геохимия Луны и планет.

Долгое время единственным источником прямой информации о веществе планет были метеориты, к которым в последние десятилетия добави­лись породы Луны, сведения о составе литосферы и атмосферы Венеры, Марса и других планет.

а) Луна.

Ценная информация о геохимии Луны получена с помощью аппара­тов, совершавших посадку на поверхность Луны, они доставили на Землю лунные породы. 85% лунной поверхности составляют «материки» и 15% – «моря». Материковые породы формировались в сильно восста­новительных условиях, т. к. содержат самородное Fe. Характерен де­фицит летучих компонентов, в частности отсутствие минералов, со­держащих воду и CO₂. Возраст пород очень древний – 4,4-4,6 млрд. лет, хотя есть и более молодые – 3,9-4,1 млрд. лет. Лун­ные моря сложены базальтами, излияния которых проходили 3,8-3,1, возможно, 2 млрд. лет назад. Они отличаются от земных базальтов повышенным содержанием Fe, Ti и других тугоплавких металлов – Sc, Y, Cr, Mn, Co, Ni, Zr, Nb, Mo, W. Содержание Fe³⁺, Na и K, напротив, понижено.

У Луны нет гранитного слоя, осадочных пород, – атмосферы и ги­дросферы. На поверхности развит слой мелкозёма (реголит), образо­вавшийся, вероятно, за счёт контраста дневных и ночных температур – (150^с С) и ударов метеоритов. В реголите обнаружены изотопы ³Hе, ²⁰Ne, ²²Na, ²⁶Al, образование которых связывают с действием кос­мических лучей. Возможно, что этой же причиной объясняется присутствие в поверхностной части реголита следов Fe, Al, Si и Ti в элементарной форме. Учёные открыли неокисляемость этих ультрадисперсных форм элементов, т.е. их пассивность по отношению к газообразному кислороду.

В целом Луна значительно менее дифференцирована, чем Земля, её средняя плотность равна 3,34 г/см³, а плотность поверхностных пород – 3,1-3,2 г/см³. Это говорит о том, что Луна почти нацело сложена силикатным материалом, и, возможно, не имеет металличес­кого ядра.

Важную роль в истории Луны играла метеоритная бомбардировка поверхности, с которой связано образование многочисленных кольце­вых структур. Известно 300000 кратеров диаметром более 1 км. Наи­более интенсивны эти процессы были 4,2-3,8 млрд. лет назад. Ма­лые размеры Луны определили более быструю по сравнению с Землёй её эволюцию; полагают, что её тектоническая и магматическая ак­тивность также завершились около 3 млрд. лет назад.

б) Венера.

По размерам и плотности Венера похожа на Землю; на основе их аналогии были высказаны различные гипотезы о природе планеты. Од­нако, как правило, они не подтвердились при её изучении советски­ми автоматическими станциями «Венера» и американскими космически­ми аппаратами «Маринер». Радиолокация поверхности планеты уста­новила на ней высокие плато, горные хребты, разломы, вулканы, де­прессии. Венера имеет плотную атмосферу, состоящую из СO₂ (97%) и N₂ (около 3%). На остальные компоненты приходится около 0,1%. Это CO, SO₂, H₂O, HCl, HF, H₂S, COS, H₂, O₂, Ar, Ne, Kr, Xe.

Если бы карбонатные породы Земли были нагреты и отдали свой СO₂ в атмосферу, то Земля содержала бы столько же СO₂, как и венерианская атмосфера. С высоким содержанием СO₂ в атмосфере Вене­ры связан парниковый эффект – высокая температура её поверхности (около 500⁰С). Сенсацией стало обнаружение облачного слоя на вы­соте 50 – 70 км, состоящего из капелек серной, а возможно, и соля­ной кислот (Cl и S – продукты вулканизма). Горячая поверхность планеты исключает существование жидкой воды, которая должна была бы превратиться в водяные пары. Но их в атмосфере мало (0,05%) и это одна из загадок Венеры. Предполагают, что H₂O уничтожена в хо­де фотодиссоциации под влиянием солнечного излучения. Необычным оказался изотопный состав Ar и Ne, не похожий на земной. Так, первичного (нерадиогенного) ³⁶Ar в атмосфере Венеры в 200 – 300 раз больше, чем в земной атмосфере.

На Венере отсутствуют времена года, однородный климат поверх­ности, на которой, как и на Луне, обнаружены древние «материки» с многочисленными кратерами (следами метеоритных бомбардировок); име­ются и депрессии, аналогичные лунным морям с базальтовым покровом.

По составу пород Венера, возможно, аналогична Земле. Это под­тверждается гаммаспектрометрическими определениями U, Th и K (близким к гранитоидам). На основе различных предположений созданы мо­дели строения Венеры, включающие силикатные кору и мантию, метал­лическое ядро. Полагают, что в этом отношении Венера из всех пла­нет больше всего напоминает Землю.

в) Марс.

Данные по геологии и геохимии этой планеты также оказались далёкими от имевшихся гипотез относительно марсианских каналов, растительности и т. д. Космическими станциями «Викинг», «Марс» и другими заснята почти вся поверхность планеты, для которой харак­терны грандиозные вулканы высотой до 27 км, рифы, каньоны, извилис­тые долины, напоминающие речные. Поверхность покрыта кратерами, чем Марс напоминает Луну. Выделяется древняя кратерированная кора и базальтовые «моря» в депрессиях.

Атмосфера Марса сильно разрежена (0,01 земного давления) и на 95% состоит из CO₂, есть также Ar (1-2%), N (2-3%), доли про­центов H₂O и O. Установлены различия изотопных отношений Ar и N в атмосферах Марса и Земли и сходство этих отношений для С и О. Климат Марса суров, характерны белые полярные шапки, состоящие изo льда (CO₂, частично H₂O). Днём на экваторе температура поднима­ется до +30°С, ночью опускается до -100°С. На Марсе наблюдаются пыльные бури, характерны эоловые отложения. Предполагается много­летняя мерзлота, а следовательно, процессы криогенеза. Цвет поверх­ности Марса оранжевый, что объясняется плёнкой гидроксидов железа. Средняя плотность Марса 3,94 г/см³, т.е. много меньше, чем Земли и Венеры, но несколько больше, чем у Луны. Эти и другие данные по­зволили построить трёхслойную модель планеты с небольшим металли­ческим ядром. Для спутников Марса Фобоса и Деймоса характерны мно­гочисленные кратеры ударного происхождения, что указывает на древ­ность их поверхности.

г) Меркурий.

Как показали телеснимки космического корабля «Маринер 10», эта самая близкая к Солнцу планета имеет лунный ландшафт (за счёт многочисленных кратеров). Обнаружены также узкие долины и хребты. Предполагают, что у Меркурия такая же кора, как и у Луны, возраст её также очень древний (3,9-4,4 млрд. лет).

Плотность Меркурия 5,45 г/см³, что указывает на высокое со­держание Fe, относительно большое ядро. Меркурий повёрнут к Солнцу одной стороной и на освещённой стороне температура около 430^oС, на неосвещённой – свыше 200^oС мороза. Разреженная атмосфера Меркурия состоит из инертных газов.

д) Астероиды.

Пояс астероидов в основном расположен между орбитами Марса и Юпитера и насчитывает около 2000 твёрдых тел различных размеров от самой крупной Цереры диаметром 1003 км до небольших каменных глыб. Предполагают, что астероиды – главный источник метеоритов.

е) Внешние планеты и их спутники.

Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон резко отличаются от планет земной группы малой плотностью (0,7-1,7 г/см³), преобла­данием в атмосфере H и He. Менее велика роль NH₃, CH₄ и дру­гих газов. На основе астрофизических данных построены модели боль­ших планет, включающие газовую атмосферу и оболочки из молекуляр­ного и металлического водорода, водяного льда, каменного ядра.

Неожиданными оказались сведения, доставленные «Вояджером» о спутниках больших планет, особенно об Ио – крупном спутнике Юпите­ра (R ~ 1840 км). Это каменное тело красного, оранжевого и белого цвета. Для Ио характерен интенсивный современный вулканизм, причём лава представлена самородной серой. Источник энергии Ио неясен. Другой крупный спутник Юпитера – Европа (R ~ 1552 км) – покрыт ле­дяным панцирем, под которым предполагается каменное ядро.

1.4 Факторы и общие характеристики миграции элементов