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

и количеству летучих веществ химический состав угли ­ стых хондритов типа I наиболее близок к химическому составу Солнца. Есть серьезные основания полагать, что углистые хондриты типа I представляют собой наименее дифференцированный и фракционированный материал солнечной системы, наиболее близкий к тому протопланетному веществу, из которого возникли планеты и асте­ роиды.

Наиболее важной характерной чертой изменения хими­ ческого состава хондритов является постепенный пере­ ход от состояния максимального окисления, как это мы наблюдаем у углистых хондритов, к состоянию полного восстановления железа, ка к у энстатитовых хондритов. Подобная закономерность еще была отмечена одним из крупных исследователей метеоритов Г. Прайором. Он сформулировал следующее правило: чем меньше со­ держится металлического никелистого железа в хондритовых метеоритах, тем богаче никелем и железом маг­ незиальные силикаты этих метеоритов.

Хондритовые метеориты обнаруживают широкую ва­ риацию окислительного состояния (рис. 8). Это указы ­ вает на то, что окислительно-восстановительные условия во время формирования хондритовых (астероидальных) тел в солнечной системе широко изменялись в разных ее местах. В обычных Z-хондритах имеется много окислен­ ного железа, весь кремний, кальций, хром и большая часть фосфора находятся в соединении с кислородом. Когда восстановление становится более интенсивным, как у і7-хондритов, значительная часть фосфора находится в виде минерала шрейберзита (Fe, N i , Со)3 Р. П р и более высоких стадиях восстановления (в энстатитовых хондритах) кальций встречается в составе ольдгамита (CaS), фосфор — в составе шрейберзита, а хром — в составе добреелита (FeCr2 S4 ). В энстатитовых хондритах даже силикаты восстанавливаются частично до элементарного

30

гельно-восстановительными реакциями первичного протопланетного облака. Поскольку реакции этого типа в ве­ ществе солнечного состава зависят от температуры, естественно, можно заключить, что в разных частях протопланетного облака (туманности), из которого воз­ никли родоначальныѳ тела хондритовых метеоритов, тем­ пературные условия были разные. Так, при более вы­ соких температурах происходило восстановление железа, а при более низких оно окислялось и входило в состав окислов и силикатов.

В связи с различным состоянием окисления изменяется средняя плотность хондритов. Самые легкие углистые хондриты типа I . Они наиболее окисленные, их плот­ ность порядка 2 г/см 3 . Наиболее восстановленные энста-

31

титовые хондриты имеют плотность порядка 3,5 г/см 3 . Основной причиной повышения плотности является воз­ растание количества металлического железа.

Происхождение хондритовых метеоритов неразрывно связано с происхождением их характерной хондритовой структуры . Большинство исследователей считают, что хондры представляли собой когда-то к а п л и расплава, которые затем застыли и кристаллизовались.

Ахондриты представляют собой группу каменных метеоритов, которые имеют кристаллическую структуру, и в них отсутствуют хондры. Многие имеют большое сход­ ство с земными изверженными породами. Наиболее по­ хожи на земные породы так называемые эвкриты и говардиты. Они состоят из пироксенов и анортита (CaAl 2 Si 3 0 8 ) . В минералогическом и структурном отно­ шениях эвкриты близки к основным — габброидным — породам земной коры, но отличаются от них повышенной пропорцией темноцветного минерала (пироксена). В це­ лом структурные особенности и минералогический состав большинства ахондритов указывают, что они перво­ начально кристаллизовались из магмы, аналогично зем­ ным магматическим горным породам.

Железокамениые метеориты представляют собой со­ четание железоникелевого и силикатного материалов. Мезосидериты состоят из никелистого железа и силикатов примерно в равных количествах. Силикаты представ­ лены преимущественно пироксеном и плагиоклазом с рез­ ким преобладанием первого. Никелистое железо неравно­ мерно распределено по всему объему метеорита в виде зерен разного размера. Палласиты представляют собой железоникелевую массу, в которую вкраплены в виде включений силикатные минералы. В никелистом железе встречаются некоторые мелкие включения в виде троилита и шрейберзита. Силикатная часть представлена главным образом оливином в виде угловатых и округлых зерен. В целом палласиты больше приближаются к железным метеоритам. И х металлическая часть иногда содержит структуры (видманштеттеновы), сходные со структурой железных метеоритов.

Железные метеориты состоят почти целиком из ни­ келистого железа . Они обогащены сидерофильными эле­ ментами и почти совсем лишены литофильных. Ж е л е з ­ ные метеориты в свою очередь разделяются на отдельные

32

группы в зависимости от структуры и содержания н и к е л я . Так, 'среди железных метеоритов выделяются:

в виде энстатита и оливина, в которых очень мало железа . Содержание никеля в отдельных частях железных метео­

вого расплава, образовавшего ядро родоначального метео­ ритного тела астероидальных размеров. Около 80% всех известных железных метеоритов относится к классу октаэдритов. Если их отполированную поверхность про ­ травить разбавленной кислотой, то проявляются особые виды структуры, которая носит название видманштеттеновых фигур. Они образуются системой параллельных пластин из сплава с низким содержанием никеля (6—7%), так называемого камасита. Системы пластин распола­ гаются параллельно четырем плоскостям — граням ок­ таэдра, и поэтому железные метеориты, обладающие по ­ добной структурой, названы октаэдритами. Эти струк­ туры удалось - воспроизвести искусственным путем при очень медленном охлаждении железоникелевых сплавов.

лезных метеоритов могли возникнуть при медленном ох­ лаждении до 300° С и давлении 105 атм. Это, несомненно, указывает на то, что образование железных метеоритов происходило в недрах космического тела планетарного размера.

Приведенные выше данные о составе и структуре метеоритов проливают некоторый свет на их происхож ­ дение. Е щ е в начале X I X в. А. Стойкович и В . Ольберо независимо друг от друга выдвинули гипотезу о том,

что все метеориты являются обломками некогда распав ­ шейся планеты. Однако в настоящее время мы можем за ­ ключить, что вопрос решается не так просто. По совре­ менным данным, метеориты представляют собой обломки тел астероидальиого размера, но различного типа. Т а к , ахондриты, железокаменные и железные метеориты поз ­ воляют восстановить недра родительских тел метеоритов, подвергавшихся плавлению и дифференциации, и по ­ дробно изучить процессы фракционирования. Иначе го ­ воря, указанные химически резко различные метеориты можно действительно рассматривать к а к продукты рас ­ пада астероида, испытавшего химическую дифференциа­ цию на внешнюю силикатную оболочку (говардиты, эвкриты), внутреннюю оболочку (большинство ахондритов вверху и частично мезосидериты внизу) и металлическое ядро (железные метеориты типа октаэдритов и частично палласиты).

С другой стороны, хондритовые метеориты произошли,, по-видимому, от многих малых астероидов, не испытавших химической дифференциации. В то же время эти астероиды обладали малыми массами, так что давление в их цент­

ние д л я понимания происхождения Земли, и малых тел сол­ нечной системы.

1. Весьма сходный возраст Земли и метеоритов раз ­ ного типа указывает на то, что формирование твердых тел в солнечной системе было в основном синхронным про ­ цессом.

этих метеоритов с возрастом хондритов будет свидетель-- ствовать об относительно быстром процессе химической дифференциации родоначальной планеты.

3. Углистые хондриты типа I являются наиболее при­ митивными метеоритами, и сходство атомных соотношений в них с солнечным веществом позволяет предположить, что они представляют собой наименее дифференцированный

34

материал солнечной системы, наиболее близкий к тому протопланетному веществу, из которого возникли пла ­ неты и астероиды.

4. Химический состав хондритов показывает широкие вариации их состояния окисления от максимально окис­ ленного железа в углистых хондритах до полностью вос­ становленного железа в энстатитовых хондритах, что указывает на химические процессы окислительно-вос­ становительного характера в разных частях солнечной системы во время ее формирования,

з*

ПР И Р О ДА

ИХ И М И Ч Е С К И Й СОСТАВ П Л А Н Е Т

Н а ш и знания о составе планет довольно ограниченны. Пока что они основаны на косвенных данных — преиму­ щественно на их массе, средней плотности, размерах и

ный материал, который оказался близок к составу базаль­ товых вулканических пород Земли.

Однако о внутреннем строении и составе поверхности планет земного типа мы знаем очень мало. Тем не менее основные данные о механических свойствах планет, ко­

и л и планеты типа Юпитера. К внутренним планетам от­

щественно твердые каменные тела, поэтому к ним т а к ж е

о составе планет (общем их составе), является их плот­

преимущественно твердым материалом, отличаются вы­

36