Файл: Свинко Й. М. Сивий М. Я. Геологія.pdf

логії виділяється низка самостійних наук: історична геологія, тектоніка, регіональна геологія тощо; вдосконалюються старі та виникають нові методи досліджень - геохімічні, геофізичні, дистанційні тощо. На цьому етапі великий внесок у розвиток геології зробили такі вчені: Дж. Холл (1811-1898 рр.), Д. Дена (1813-1895 рр.), О. П. Карпінський (1847-1936 рр.), О. П. Павлов (18541929 рр.), В. О. Обручев (1863-1956 рр.), В. І. Вернадський (1863—1945 рр.), О. Є. Ферсман (1883-1945 рр.), С. С. Смирнов (1895-1947 рр.), М. С. Шатський (18951960 рр.) та ін.

Геологічні дослідження в Україні

Професор Київського університету К. М. Феофілактов (1818—1901 рр.) здійснював геологічні дослідження переважно в межах Київської, Полтавської, Волинської, Подільської і Чернігівської губерній. Вивчав кристалічні породи України. Одним з перших у Росії здійснив інженер- но-геологічні дослідження. Засновник Київської школи геологів.

Український вчений Ю. Медвецький (1845—1918 рр.) одним із перших розпочав вивчення геології Карпат, досліджував стратиграфію флішових відкладів. Велике значення мають його дослідження соляних родовищ Калуша, Бохні і Велічки (в Польщі). Він перший учений Галичини, який показав шляхи використання геології і технічної науки в промисловому розвитку краю; був фундатором гео- лого-мінералогічного музею Політехнічної школи у Львові — одного з найкращих в Європі за рівнем систематики та кількістю зразків.

П. А. Тутковський (1858—1930 рр.) — український геолог, палеонтолог, географ, академік АН УРСР, досліджував регіональну геологію України (особливо Полісся), був одним із засновників четвертинної геології в Україні; вперше в нашій країні розробив методику вивчення мікропалеонтологічних решток з кайнозойських відкладів.

Професор Л. 1. Лутугін (1864—1915 рр.) понад 20 років присвятив геологічним дослідженням в Донецькому кам'я- новугільному басейні. Він вперше склав геологічний розріз вугільної товщі, визначивши не лише її загальну потужність, а й кількість вугільних верств і прошарків, розробив методику детального геологічного картування.

В. Д. Ласкарєв (1868—1954 рр.), професор Одеського університету, вивчав неогенові і четвертинні відклади пів-

12

денно-західної зони України, а також геоморфологію, петрографію, тектоніку і корисні копалини цієї території.

Професор О. О. Борисяк (1872—1944 рр.) вивчав стратиграфію, палеогеографію і тектоніку Донбасу. Вперше описав ряд давніх викопних ссавців.

В.Г. Бондарчук (1905-1993 рр.), академік АН УРСР, професор Київського університету, працював у різних галузях геологічної науки (регіональної, загальної і четвертинної геології, тектоніки, геоморфології). Під його керівництвом вперше складено Палеогеографічний атлас УРСР (1960 р.).

В.С. Соболєв (1908-1982 рр.), академік АН СРСР, професор Львівського університету, досліджував магматичні

йметаморфічні породи докембрію України і Сибірської платформи. Передбачив можливість алмазоносності Сибірської платформи.

Є. К. Лазаренко (1912-1979 рр.), академік АН УРСР, професор Львівського університету. Досліджував регіональну мінералогію України та питання загальної мінералогії (систематику і номенклатуру мінералів, теорію їхнього генезису).

М. П. Семененко (1905-1996 рр.), академік АН УРСР, професор Дніпропетровського, а пізніше Київського університетів, віце-президент АН УРСР (1950—1970 рр.). Його наукові дослідження присвячено переважно проблемам петрографії, геології рудних родовищ Байкало-Саянської дуги та Українського щита, різним проблемам докембрію. Створив єдину класифікацію метаморфічних гірських порід, вивчав питання геохронології в абсолютному літочисленні, запропонував стратиграфічне розчленування докембрію України.

Я. М. Бєлєвцев (1912-1993 рр.), академік АН УРСР, професор Київського університету, вивчав геологію і генезис рудних корисних копалин, переважно залізних руд Криворізького залізорудного басейну та загальну металогенію докембрію, розробив теорію рудоутворення. Під його керівництвом складено карти металоносності України.

О. С. Вялов (1904-1988 рр.), академік АН УРСР, професор Львівського університету, розробив тектонічну схему Карпат, схему стратиграфії Карпатського флішу та неогенових молас Передкарпатського й Закарпатського прогинів, склав карту прогнозів нафтоносності західних областей України.

13

РОЗДІЛ І

ОСНОВНІ ВІДОМОСТІ ПРО ЗЕМЛЮ

Глава 1 СУЧАСНІ УЯВЛЕННЯ ПРО ЗЕМЛЮ

1.1..

Земля — планета Сонячної системи

Сонячна система складається із Сонця і дев'яти планет, однією з яких є Земля. Крім того, складовими системи є супутники планет, пояс астероїдів, комети, пил і газ. Сонячна система у свою чергу входить до складу Галактики і рухається навколо її центра за еліптичною орбітою зі швидкістю 250 км/с, здійснюючи повний оберт за 200...250 млн років. Галактика в плані має форму закрученої спіралі, в середині одного зі спіральних витків розмішується Сонце. Профіль Галактики дископодібний. Діаметр диска становить близько 100 тис. світлових років, максимальна товщина — близько 20 тис. світлових років.

Сонце — типовий «жовтий карлик», тобто невелика зірка (за розміром у два-три рази менша за середню зірку Галактики), має кулеподібну форму, утворена розжареною плазмою. До складу Сонця входять переважно водень (близько 70%) і гелій (27%), на частку інших легких хімічних елементів припадає лише близько 2,5%. За деякими даними, температура в центрі Сонця сягає (14... 16) • 106 К, тиск — 10" МПа. Висока температура підтримується термоядерними процесами в його надрах. Температура на поверхні Сонця становить близько 6000 К. Крім того, воно має потужне магнітне поле. Зовнішній шар сонячної атмосфери — це так звана сонячна корона, з якої вириваються потоки заряджених частинок, — сонячний вітер, який потрапляє у найвіддаленіші куточки системи.

Планети в напрямку від Сонця розташовуються в такій послідовності: Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон (рис. 1). Всі планети рухаються навколо Сонця в одному напрямку по орбітах,

Осі обертання планет утворюють з площинами орбіт кут, близький до прямого (в Землі він дорівнює 66°33').

Планети поділяються на внутрішні, або планети земної групи, і зовнішні.

До перших належать Меркурій, Венера, Земля і Марс, які мають порівняно невеликі розміри, високу щільність і низькі швидкості обертання навколо своїх осей.

Зовнішні планети (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон) характеризуються великими розмірами, низькою щільністю і високими швидкостями обертання (наприклад 9 год 55 хв у Юпітера).

Деякі з планет мають природні супутники: в Землі - Місяць, у Марса — Фобос і Деймос, в Юпітера кількість супутників досягає шістнадцяти (Ганімед, Європа, Калісто, Іо та ін.), в Сатурна —двадцяти.

Єдиний супутник Землі —Місяць —віддалений від неї на 384 400 км, має кулеподібну форму, дещо витягнуту в бік Землі. Діаметр Місяця становить 3476 км, а маса в 81 раз менша від маси Землі. Час обертання Місяця навколо своєї осі (27 земних діб 7 год 43 хв) дорівнює періоду обертання навколо Землі, тому він повернутий до нас завжди одним боком. На Місяці атмосфери немає і тому температура його поверхні цілковито пов'язана з сонячним випромінюванням і коливається від +115 °С на освітленому боці до -168 °С на затемненому. На поверхні Місяця навіть неозброєним оком чітко видно світлі й темні плями. Світлі ділянки Місяця відповідають так званим місячним плоскогір'ям і горам, що складені переважно з анортозитів, порід з великою кількістю польових шпатів, темні — місячним морям, тобто плоским базальтовим рівнинам. На Місяці є багато кратерів, утворених як унаслідок бомбардування поверхні цієї планети метеоритами, так і вулканічними виверженнями. Поширені також гори у вигляді кілець та розбіжних променів. Поверхня Місяця вкрита шаром місячного грунту — реголіту, пухкої породи, утвореної внаслідок руйнування та подрібнення базальтів через процеси фізичного вивітрювання й метеоритні «дощі». Попередні дані, добуті американськими дослідниками, які шість разів висаджувалися на Місяці, і радянськими автоматичними станціями, свідчать, що потужність місячної кори становить 50...60 км, ядра — 400...700 км. Також зафіксовано численні місяцетруси, які вказують на певну тектонічну активність надр супутника Землі і слабке (в 1000 разів слабкіше за земне) магнітне поле.

Між орбітами Марса і Юпітера розташований пояс астероїдів, тобто малих планет діаметром до 767 км (Церера), втім переважно набагато дрібніших. Кількість відкритих на цей час астероїдів досягає 2000. Більшість астероїдів рухається за коловими орбітами в тому самому напрямку, що й планети. Астероїди мають неправильну форму і, за деякими гіпотезами, є уламками десятої планети Сонячної системи — Фаетона, яка зруйнувалася з невідомих причин. Деякі з астероїдів час від часу лишають свої орбіти й захоплюються гравітаційними полями планет земної групи, найбільші з них досягають поверхні планет (метеорити), решта згорає у верхніх шарах атмосфери (метеори).

Складовими частинами Сонячної системи є також такі специфічні утворення, як комети. Комети складаються із замерзлого кам'яного матеріалу та газів (аміаку, метану, водню тошо). Рухаючися за витягнутими еліптичними орбітами, вони то наближаються до Сонця, то виходять за межі Сонячної системи. Наближаючись до Сонця, комети утворюють «хвіст» (інколи завдовжки в мільйони кілометрів), складений продуктами випаровування кометного матеріалу. Нещодавно вчені мали змогу спостерігати появу в межах Сонячної системи однієї з таких комет - знаменитої комети Галлея.

1.2.

Походження Землі

Виникнення Землі і Сонячної системи хвилювало вчених ще з глибокої давнини, однак перші наукові спроби пояснити це датуються лише XVIII ст. Відомий радянський учений, полярник О. Ю. Шмідт згрупував усі запропоновані гіпотези в три класи, в основу яких покладено:

1) постулат про утворення Сонця та планет з єдиного матеріалу, туманності (відомі гіпотези Канта-Лапласа, Фесенкова, Войткевича, нещодавно запропоновані уявлення Рудника і Соботовича та ін.);

2)утворення планет з речовини Сонця (гіпотези Бюффона, Мультона і Чемберліна, Джінса, Джеффріса, Крата та ін.);

3)різнорідне походження Сонця та планет (найвідоміша гіпотеза Шмідта).

Коротко охарактеризуємо гіпотези кожного класу.

У 1755 р. німецький філософ І. Кант висловив думку,

що первісний Всесвіт складався з нерухомих пилоподібних частинок різної щільності. Сили гравітації зумовили їхній рух, зіткнення однієї з одною і налипання (акрецію) їх одна на одну, утворення центрального розжареного згустка — Сонця. Подальші зіткнення частинок спричинили обертання Сонця і разом із ним — пилової хмари. В пиловій хмарі поступово утворювались окремі згустки речовини — зародки майбутніх планет, навколо яких за подібною схемою сформувалися супутники. Утворена таким чином Земля на початку свого існування уявлялась холодною.

Французький астроном і математик П. Лаплас (1749-1827 рр.) запропонував дещо інший варіант. Сонячна система, на його думку, утворилась із розжареної газової туманності з центральним згустком, яка оберталася й стискалася під дією всесвітнього тяжіння. Під час подальшого охолодження швидкість обертання туманності зростала, й на периферії від неї відшаровувалися кільця, котрі в свою чергу розпадалися на згустки — майбутні планети. Планети на початковій стадії були розжареними газовими кулями, що поступово охолоджувалися й застигали.

Гіпотеза Канта—Лапласа була панівною в космогонії аж до початку XX ст. і відіграла прогресивну роль як підґрунтя природничих наук, у тому числі й геології. Головним недоліком гіпотези була її неспроможність пояснити розподіл всередині Сонячної системи моменту кількості руху (МКР), котрий визначається як добуток маси тіла на відстань від центра системи і швидкість його обертання. Виходячи з того, що Сонцю відповідає понад 90 % всієї маси системи, можна припустити, що воно повинно мати й найвищий МКР. Насправді ж Сонце має лише 2 % загального МКР, а планети, особливо планети-гіганти, — решту 98 %.

Цю суперечність спробував пояснити радянський вчений В. Г. Фесенков. За його гіпотезою (1960 р.), Сонце і планети утворилися внаслідок ущільнення гігантської туманності — «глобули». Туманність була дуже розрідженою матерією, складеною переважно з водню, гелію і невеликої кількості важких елементів. Під дією сили гравітації в центральній частині глобули виник зіркоподібний згусток

— Сонце, який швидко обертався. Внаслідок еволюції сонячної речовини час від часу спостерігалися викиди ма­ терії із Сонця в довколишнє газопилове середовище. Це призводило до втрачання Сонцем деякої своєї маси і пе-

редання утворюваним планетам значної частини МКР. Формування планети відбулося через акрецію речовини туманності.

Американські дослідники — геолог Т. Чемберлін і астроном Ф. Мультон — на початку XX століття запропонували подібні гіпотези, згідно з якими планети утворилися з речовини газових витків-спіралей, «витягнутих» із Сонця зіркою, що пройшла на достатньо близькій відстані від нього. Ними було введено в космогонію поняття планетезималі, тобто згустків сконденсованої з газів первинної речовини, які стали зародками планет та астероїдів.

Англійський астрофізик Д. Джінс припустив (1919 р.), що при зближенні іншої зірки із Сонцем з нього відривався сигароподібний виступ, який у подальшому розпадався на окремі згустки, причому з середньої, потовщеної частини «сигари» утворилися великі планети, а по її краях

— дрібні.

Оригінальну гіпотезу висунув у 1944 р. радянський дослідник О. Ю. Шмідт, учнями якого пізніше розроблено фізико-математичне її обгрунтування. Це так звана метеоритна гіпотеза (рис. 2), яка, втім, не розглядає проблему утворення Сонця. Згідно з положеннями цієї гіпотези, Сонце на одній із стадій свого розвитку захопило холодну газопилову (метеоритну) хмару (рис. 2, а). До цього Сонцю відповідав дуже малий МКР, хмара ж оберталася зі значною швидкістю. У сильному гравітаційному полі Сонця почалася диференціація метеоритної хмари за масою, щільністю і розмірами (рис. 2, б). Частина метеоритного матеріалу потрапила на Сонце, інша, внаслідок процесів акреції, утворила згустки — зародки планет та їх супутників (рис. 2 в,г). Велика роль у гіпотезі відводиться дії «сонячного вітру» — тиску сонячного випромінення,

— яке відкидало легкі газові компоненти на периферію системи. Утворена в такий спосіб Земля була холодним тілом, її подальший розігрів пов'язують з радіогенним теплом, гравітаційною диференціацією та іншими джерелами внутрішньої енергії планети. Суттєвим недоліком гіпотези вважають надто низьку ймовірність захоплення Сонцем подібної метеоритної хмари.

Прикладом гіпотез, які виникли останнім часом, є уявлення В. Рудника і Е. Соботовича (1984 р.). За цими уявленнями, зініціювати процеси в газопиловій туманності міг близький вибух "наднової" зірки. Під дією вибуху роз-