Распространенность элементов

0
491

Дж. Морган и Э. Андерс рассчитали распространенность 83 элементов в Земле, Венере и Меркурии. При исследовании химического состава метеоритов и Земли было установлено, что отношение калия к урану является весьма важным показателем генетической принадлежности исследуемых объектов и на этом основании был сделан вывод, что наблюдаемые в них вариации вызваны космохимическими причинами на стадии дифференциации первоначального протосолнечного облака. К сожалению, мы обладаем весьма скромными сведениями о распространенности калия и урана в планетах земной группы. Тем не менее можно предполагать, что периферические части этих планет обогащены этими элементами. Так, П. Б. Гаст в 1976 г. рассмотрел отношение K/U в метеоритах различных классов, в земных и лунных породах. Любопытно, что данные, полученные автоматическими межпланетными станциями «Венера-8», «Марс-5», соответствуют данным для земных кислых пород, что свидетельствует о наличии продуктов магматической дифференциации на этих планетах и существовании коры, обогащенной литофильными элементами. Закономерности подтверждают справедливость одной из главнейших предпосылок моделирования вещественного состава планет земной группы — о единстве для них процессов конденсации, космохимической дифференциации элементов и аккреции. Выявляется тенденция уменьшения величины отношения FeO : (FeO+ +MgO) по направлению к Солнцу, свидетельствующая об увеличении в этом же направлении в составе планет тугоплавкого компонента космической составляющей протопланетного облака. Согласно четырем другим параметрам, внутренние планеты четко разделяются на две группы: большие — Земля и Венера и малые — Меркурий, Луна, Марс. Таким образом, состав планет определяется, с одной стороны, их расстоянием от Солнца, а с другой — массой планет.

Кроме этих особенностей выявляются и интерферирующие факторы в составе хондритов различных групп, в сходстве состава Земли и Венеры с хондритами. В то же время значения соответствующих параметров для малых планет часто находятся за пределами величин, экспериментально установленных для хондритов. Выявляемое на основе трех параметров (U/Si, K/Si, Tl/Si) сходство составов малых планет, несмотря на различные условия их образования (расстояние от Солнца, масса планет и т. д.) и различие величины FeO/ (FeO+MgO) и особенно Fe/Si, не находит объяснения с позиции конденсационно-гетерогенной аккреции планет Солнечной системы, но становится понятными, исходя из модели полихронно-гетерогенной аккреции. Действительно, то, что в Луне содержится наименьшее по сравнению с другими планетами земной группы количество железа, объясняется тем, что ее зародышем служило реликтовое тело силикатного или железо-силикатного состава.

Наращивание стало более медленным из-за быстрого вычерпывания сначала металлической составляющей, а затем и всего остального материала соседним первоначально металлическим зародышем Земли, что объясняет крайне левое положение Луны Fe/Si. По той же причине Луна захватила относительно много высокотемпературного конденсата, на что указывает крайне правое ее положение (Fe/Si). Это произошло еще в то время, когда питающего Луну и Землю протопланетного материала было вполне достаточно для зародышей обеих планет. Как только зародыш Земли значительно превысил массу зародыша Луны, он стал вычерпывать материал протопланетного облака гораздо быстрее, чем Луна, а когда дошла очередь до летучих, имеющих в основном вторичное происхождение, то Земля уже была настолько массивна, что ее гравитационная зона оказалась во много раз больше, чем у Луны. Луна с этого времени практически уже не могла захватывать летучие элементы, а то, что ей удалось захватить (материал типа углистых хондритов CI), она очень быстро потеряла в результате процессов диссипации и дегазации, чем и определяется крайне левое положение Луны  — K/Si и Tl/Si. Большое количество железа в Меркурии объясняется его близостью к растущему Солнцу, т. е. к той части протопланетного облака, которая была обогащена железом (Fe/Si) и тугоплавкими элементами (U/Si). Малое содержание в Меркурии летучих объясняется его малой массой при конкурирующей роли Солнца (K/Si и Tl/Si). Что касается Марса, то обогащение его высокотемпературными конденсатами (U/Si) и проблематичное обеднение летучими (K/Si и Tl/Si) находят свое объяснение в том, что его аккреция происходила в относительно разряженной области протопланетного облака. Металлический зародыш Марса мог собрать не столь много металла, как, например, зародыши Земли или, тем более, Меркурия. Да и другого материала было слишком мало, чтобы обеспечить рост зародыша до массы, которая могла бы обеспечить захват и удержание летучих компонентов, представлявших собой в соответствии с моделью полихронно-гетерогенной аккреции смесь вещества Сверхновой с переработанным реликтовым — вторичным — веществом Солнечной системы. Это вещество стало способным принимать участие в строительстве крупных тел несколько позже, чем реликтовое вещество протопланетного облака.

ОСТАВЬТЕ ОТВЕТ