Файл: Войткевич, Г. В. Происхождение и химическая эволюция Земли.pdf

В газовой среде солнечного состава константа равновесня химической реакции фиксируется относительным распространением водорода и кислорода, которое при­ водит к отношению Н а О / Н 2 , равному 2 • 10 _ 3 . Г. Юри, использовав это соотношение, вычислил температуру рав­

происходит восстановление и выделение металлического железа . Т а к и м образом, температура 400° К является критической дл я перехода окисленного железа в метал­

Однако в процессе о х л а ж д е н и я протопланетного ве­ щества в небольшом количестве могли возникать силикаты железа . В этом случае, ка к показал Р . Мюллер (1964), восстановление железа из силикатов до металла должно протекать пр и температуре свыше 1100° К , а н и ж е ее

могло протекать образование силикатных соединений железа .

У ч и т ы в а я изложенное выше, а т а к ж е большую вероят­ ность того, что З е м л я на одну треть состоит из металли­ ческого железа, можно считать, что она образовалась преимущественно из высокотемпературной фракции ох­ лаждающегося солнечного вещества, которая конденси­

тов как комбинацию низкотемпературной (А) и высоко­ температурной (В) фракций, можно оценить температуру конденсации и последующего сгущения (аккреции) этих тел в солнечной системе. Основные данные представлены

втабл. 11.

Ти п I углистых хондритов представляет собой почти чистую фракцию А. Однако данные дл я них я в л я ю т с я неточными, и можно допустить в и х составе (-^20%) примеси фракции В. Данные дл я Земли в табл. 11 не имеют

90

Таблица M

Температура конденсации вещества метеоритов (по Дж. Ларішеру и Э. Андерсу, 19G7)

фракций: высокотемпературной фракции, состоящей из хондр, металлических зерен и лишенной летучих, и низко ­ температурной фракции, сохранившей значительную часть летучих (углистые хондриты типа I) .

Вполне естественно допустить, что вблизи Солнца внутренние планеты возникли в условиях его нагрева, а дальше от него нагрев ослабевал. Поэтому располо­ женные ближе к Солнцу внутренние планеты образова­ лись путем сгущения (аккреции) высокотемпературной фракции конденсатов с минимальной долей низкотемпера­ турной фракции . Н о дальше от Солнца в области между Марсом и Юпитером, в так называемом астероидальном кольце, формировались родоначальные тела метеоритов — преимущественно хондритовые астероиды, в которых про ­ порция низкотемпературной фракции конденсатов была повышенной и в целом возрастала к периферической

91

части кольца. Так, в самых краевых частях астероидальиого кольца происходила конденсация при быстром охлаждении веществ, что привело к ведущей роли низко ­ температурной фракции и формированию состава ве­ щества типа углистых хоидритов, почти полностью сохра­

почти целиком из неразделенного и иефракциоиирован-

и термодинамики, формирование химического состава планет происходило в два этапа. Первый этап знамено­ вался охлаждением газового диска и конденсацией части его вещества в жидкие капли, затем частицы. Таким спо­ собом возникла газово-пылевая туманность, которая была неустойчивой и вследствие разной скорости остывания в зависимости от расстояния от Солнца приобрела хими­ ческую неоднородность, которая дополнительно возра­ стала под влиянием давления солнечных лучей. Второй этап выразился в сгущении (аккреции, аккумуляции) конденсированных частиц — пылевой составляющей протопланетного диска — в отдельные сгустки — протопланеты. Можно полагать, что эти два этапа не были резко

планетного диска началась тогда, когда конденсация еще

много типа образовались в результате сгущения пре­ имущественно высокотемпературной фракции со значи­

что остывание протопланетного газового диска проис­ ходило достаточно быстро. Газовый диск, появившийся

92

/

Р и с . 19. Схема эволюции протопланетного диска

Время (лет)

Р п с. 20. Время конденсации вещества метеоритов при остывании солнечного газа в двух вариантах расчета (по Дж. Ларимеру и Э. Андерсу)

вокруг первичного Солнца в его экваториальной пло­ скости, частично рассеивался и конденсировался в виде капель, быстро переходящих в твердые частицы. Газовый диск был образованием вообще неустойчивым и быстро таял в мировом пространстве, путем диффузии преодоле­

ример и Э. Андерс, опираясь на данные по химическому

на рис. 19 и 20. В первом варианте весь процесс охлажде ­ ния и конденсации солнечной туманности в той ее части,

и охватил время порядка 1 млн. лет. В области внутрен­ них планет остывание проходило медленнее ввиду силь­

1,5 а. е.1 (астрономических единиц) остывание первичного протопланетного вещества происходило относительно мед­ ленно, и здесь формировались конденсированные капли и частицы преимущественно высокотемпературной фрак­ ции со значительной пропорцией металлического железа и минимальной долей низкотемпературной фракции, воз­ никшей значительно позже. Путем сгущения этого ма­ териала появились внутренние планеты с минимальным содержанием летучих. Н о дальше от Солнца происходило сгущение материала, который дополнительно содержал

94