Распространенность летучих элементов и изотопов благородных газов

0
469

Для Луны, Марса и Венеры практически нет достоверных данных о распространенности летучих элементов и изотопов благородных газов. Обращает на себя внимание практическое отсутствие воды на всех планетах, кроме Земли, хотя водорода, как такового, на Марсе и Венере всего на порядок меньше. Мы далеки от мысли о том, что Земля во время аккреции случайно захватила ледяную комету массой 2-1024 г и поэтому в отличие от Марса и Венеры имеет мощную гидросферу. По-видимому, мы должны искать причины этого явления в условиях аккреции и эволюции планет. Судя по данным К. 3. Старикова, даже Луна и Меркурий могли бы удержать своей массой тяжелые газы, такие, как SО3, SО2 COS. Но вряд ли они могли существовать, не реагируя с другими газами или породами. Породы Луны не обнаруживают даже намека на наличие в них воды. Мы на основании модели полихронно-гетерогенной аккреции можем это объяснить тем, что Луна складывалась главным образом из реликтовых тел и ранних конденсатов и на заключительном этапе аккреции не получила заметного количества материала типа углистых хондритов из-за влияния столь массивного тела, как Земля. Кроме того, поверхность Луны настолько переработана метеоритными ударами, сопровождавшимися испарением вещества, его, так сказать, импактной дифференциацией и диссипацией летучих в космос, а также инициировавшими и магматическую деятельность и «высушивание» лунных базальтов, так что летучие очень быстро покидали пределы планеты.

Следует отметить, что по относительному атомному содержанию атмосферы Марса и Венеры даже более кислородны, чем Земли. Содержание атомов   кислорода   (главным образом в СО2) в плотной атмосфере Венеры 72,1%, а по массе — 3653-1020 г, что на два порядка больше, чем  в атмосфере Земли (11,9-1020 г). Атмосфера Марса на два порядка менее плотная, чем на Земле, но содержание атомов кислорода в ней составляет 70,4% (0,14-1020 г). Среднее относительное содержание воды в атмосферах Венеры и Марса одинаково, но давление пара воды на Марсе составляет ~2- 10-1 Па, на Земле ~ 1 • 102 Па, а на Венере 3-103 Па. Последнее вполне естественно объясняется высокой температурой поверхности Венеры, поэтому вся вода находится в ее атмосфере. Заметим, что если испарить всю воду гидросферы Земли (1,9-1024 г), то наша Земля обзавелась бы в пять раз более плотной атмосферой, чем Венера. Венера обладает несколько меньшей способностью удерживать атмосферу, чем Земля, из-за своей меньшей массы и близости к Солнцу, но тем не менее воду в некотором равновесном состоянии она могла бы удержать. По-видимому, то давление водяных паров в 3-103 Па, которое существует сейчас на Венере, и есть равновесное состояние. Вода, выделяющаяся на Венере в результате магматической деятельности, по-видимому, вновь связывается, доводя до высших степеней окисления железо, углерод и другие элементы, поступающие из венерианских глубин (на цветных фотоснимках, полученных космическими аппаратами «Ве-нера-13» и «Венера-14», цвет поверхности Венеры — красновато-бурый), а частично каталитически разлагается на водород и кислород. Часть испарившейся воды, попадая в верхние слои атмосферы, диссоциирует, что отмечается процессами фотодиссоциации. Водород вообще Венерой не удерживается, кислород также подвержен диссипации, хотя скорость его удаления должна быть малой и время жизни кислорода в атмосфере Венеры должно исчисляться по крайней мере миллиардом лет. Трудно оценить равновесное количество воды в атмосфере, но тем не менее та вода, которая попадает в атмосферу, все время должна поддерживаться все новыми и новыми поступлениями за счет дегазации венерианских недр.

Условия на Марсе таковы, что там вполне могла бы существовать конденсированная вода. По оценкам Р. О. Кузьмина (1977 г.) и Ф. П. Фанале (1976 г.), криосфера и полярные шапки Марса содержат п-1022 г воды. Однако гравитационные способности этой планеты слишком малы, чтобы она могла удержать в атмосфере воду, поэтому вся испаряющаяся вода диссипирует в космос.

Анализируя содержания летучих в планетарных чехлах планет, можно заключить, что, в общем, оно зависит от массы планеты и гелиоцентрического расстояния.   Тела  астероидного   размера (и метеориты) не проходили стадии планетарной дифференциации (в ходе аккреции и магматических процессов), поэтому их состав в определенной степени характеризует состав той области планетарного диска, в которой они образовались. Как отмечает К. П. Флоренский и др. (1981 г.), закономерность выражается в однотипности распределения всех истинно летучих компонентов — и первичных инертных газов, и химически активных летучих. Содержание и тех и других максимально в Солнце, а по мере удаления от него понижается в чехлах планет, особенно наименьших размеров (Луны, Марса, вероятно, и Меркурия) и затем снова повышается в телах главного пояса астероидов.

ОСТАВЬТЕ ОТВЕТ