книги / Основы геохимии

леднее время удалось выделить группу с минимальным содержанием железа. Она обозначается как LL.

В минералогическом отношении обычные хондриты подразделяют­ ся на оливин-бронзитовые, оливин-гиперстеновые и оливин-пижони- товые. Наиболее распространены оливин-гиперстеновые хондриты. Они обычно содержат оливин (35—60%), гиперстен (25—37%), плаги­ оклаз, никелистое железо и троилит. Оливин-пижонитовые хондриты образуют небольшую группу метеоритов. Плотность обычных хондритов находится в пределах 3,4—3,8 г/см3.

Углистые хондриты сравнительно мало распространены, но благо­ даря своим специфическим особенностям занимают особое место среди известных метеоритов. К наиболее характерным особенностям их сос­ тава относится присутствие гидратированных минералов и органиче­ ских соединений. Углистые хондриты также характеризуются значи­ тельным содержанием летучих веществ в целом. Анализы этих метеори­ тов, выполненные в 1956 г. Г. Вииком, позволили разделить их на три

Они сложены аморфными гидратированными силикатами, содержат много серы в форме сульфатов, растворимых в воде. Повышенная магнитность метеоритов этого типа, вероятно, связана с присутствием магнитных кристалликов железоникелевой шпинели. Углистые хонд­ риты типа II сложены преимущественно серпентином, типа III — оли­ вином с примесью пижонита. Они обладают более высокой плотностью

— 2,5—3 г/см3. В углистых хондритах большая часть углерода нахо­ дится в органических соединениях. В целом по отношению главных химических элементов (Fe, Ni, Si, Ti, Al, Mg, Ca) углистые хондриты чрезвычайно близки к обычным хондритам и в частности к группе Я с повышенным содержанием железа.

Наиболее важная характерная черта изменения химического сос­ тава хондритов — постепенный переход от состояния максимального окисления (у углистых хондритов) до состояния полного восстановле­ ния железа. Эта закономерность была отмечена еще Г. Прайором, сформулировавшем следующее правило: чем меньшее количество металлического никелистого железа в хондритовых метеоритах, тем богаче никелем и железом магнезиальные силикаты этих метеоритов.

Для хондритовых метеоритов характерна широкая вариация окис­ лительного состояния (рис. 14). В обычных L-хондритах много окис­ ленного железа, весь кремний, кальций, хром и большая часть фос­ фора находятся в соединении с кислородом. При более сильном вос­ становлении у Я-хондритов значительная часть фосфора встречается в виде шрейберзита (Fe, Ni, Со)3Р. А при еще более высоких состояниях

71

восстановления у энстатитовых хондритов кальций встречается в фор­ ме ольдгамита CaS, фосфор — в форме шрейберзита и хром — в сос­ таве добреелита. Причем восстановление приводит к появлению эле­ ментарного Si, который входит в состав железоникелевой фазы. В зави­ симости от состояния окисления меняется средняя плотность хондри­ тов от 2 у углистых хондритов до 3,5 г/см3 у энстатитовых. Законо­ мерности изменения окислительного состояния хондритовых метеори­ тов, несомненно, указывают на то, что формирование их было связано

с окислительно-восстановите­

•Н П ------- ГТ---------1— j-----1--------- 1--------

72

Происхождение хондритовых метеоритов неразрывно связано с происхождением их хондритовой структуры. Большинство исследова­ телей метеоритов считает, что хондры представляли когда-то капли расплава, выделившегося при конденсации горячего газа солнечного состава. Впоследствии они объединились в компактные массы — хондритовые астероиды.

Рис. 15. Различие в обилии Fe06iu/Si и степени окисления Реметалл/Реобщ железа в хондритах на основании химических анализов 130 хондритов

Ахондриты — эта группа каменных метеоритов характеризуется большим разнообразием. Они обладают кристаллической структурой, многие из них имеют большое сходство с земными изверженными породами. По Г. Прайору, ахондриты разделяются на две группы: бедные кальцием (СаО 0—3%) и богатые кальцием. В минералогиче­ ском отношении ахондриты могут быть подразделены на энстатитовые ахондриты, оливин-пижонитовые, гиперстеновые, гиперстен-плагиокла- зовые диопсид-оливиновые и авгитовые. Наиболее близки к земным изверженным породам и наиболее распространены эвкриты и говардиты. Эвкриты состоят из пижонита и анортита, а говардиты—из гиперстена и анортита. В минералогическом и структурном отношениях эвкриты близки к основным — габброидным породам земной коры; отличают­ ся от них повышенным содержанием темноцветного минерала (пирок­ сена—пижонита). В целом структурные особенности и минералогичес­ кий состав большинства ахондритов указывают, что они первоначально кристаллизовались из магмы аналогично земным магматическим породам.

73

Возраст метеоритов. Для решения проблемы генезиса метеоритов большое значение имеет определение их возраста как самостоятельно существующих тел солнечной системы. С 1950 г. возраст метеоритов определялся разными методами: аргоновым (впервые применил Э. К. Герлинг в СССР), свинцово-изотопным, рубидиево-стронциевым и гелиевым. В табл. 13 приведены сведения о возрасте некоторых метео­ ритов, полученные разными методами.

Если исключить значения возраста, определенные по аргону {40Аг/40К), то нетрудно заметить, что возрасты по 2?7РЬ/206РЬ и 87Sr/87Rb совпадают в пределах 4500—4700 млн. лет. Однако наиболее высокие возрастные значения по аргону (который мог легко теряться метеори-

'.4

1 Данные по силикатным включениям в железных метеоритах.

том) вполне согласуются с данными других методов. Результаты сп ределений возраста свыше 400 образцов метеоритов ( с учетом оши­ бок измерений) показывают, что все они имеют приблизительно оди­ наковый возраст в пределах 4,5—4,6 млрд. лет.

Изотопный состав вещества метеоритов. Изотопный состав химиче­ ских элементов метеоритов служит важным критерием для установле­ ния принадлежности метеорита к той или другой системе вещества. Проведенные масс-спектрометрические измерения показали, что глав­ ные элементы метеоритов имеют изотопный состав такой же, как и элементы Земли. В частности, изотопный состав С, О, Si, Cl, Fe, Ni, Со, К, Си, Ga, U метеоритов тождествен изотопному составу этих элементов земного происхождения.

Для некоторых самых редких элементов, особенно инертных газов, находящихся в метеоритах в самых минимальных количествах (Не, Ne, Кг, Хе), наблюдаются существенно иные изотопные соотношения, чем на Земле. Часть этих отклонений легко объясняется тем, что метео­ риты подвергались непрерывному облучению космическими лучами. В результате ядерных реакций (премущественно типа глубокого от­ щепления) космических частиц с материалом метеоритов возник ряд изотопов. Ядерные реакции этого типа дают очень малый выход, поэтому изотопный эффект, вызываемый ими, можно обнаружить только у са­ мых редких элементов. Однако некоторые изотопные смещения сви-

75

детельствуют о весьма своеобразных и интересных процессах в исто­ рии метеоритов. Наиболее резко смещения выражены у ксенона. Дан­ ные по изотопному составу ксенона некоторых метеоритов представлены в табл. 14.

ахондритовом метеорите. Эти изотопные аномалии объясняются сейчас следующим образом. Повышенное содержание изотопа 129Хе отражает присутствие на ранних этапах существования хондритов радиоактив­ ного изотопа иода 1291, который содержался в метеоритном материа­ ле в разном количестве и превратился путем {3-распада

прошедшее между окончанием генезиса радиоактивных ядер и затвер­

129Хе в метеорите, значение А неизвестно, но его можно теоретически найти на основании теории происхождения элементов. Интервал A t мало чувствителен к ошибкам при оценке значения А. У изученных до настоящего времени метеоритов At варьирует от 90 до 250 млн. лет. Это позволяет сделать вывод, что до остывания родоначальных тел метеоритов солнечная система существовала не более 250 млн. лет, а возможно и меньше. Иначе говоря, интервал времени между образо­ ванием элементов (или окончанием процессов ядерного синтеза) и концом образования метеоритов составляет около 200 млн. лет.

Повышенное содержание изотопов 181Хе, 132Хе, 134Хе, 13вХе связано со спонтанным делением трансурановых изотопов, из которых

76

наибольший вклад внес распад изотопа 2 4 Фи. Изучение треков от осколочного деления в метеоритных минералах, по данным П. Флейшера, П. Прайса и Р. Уолкера (1965), показало, что их число иногда в десятки раз превышает число треков от присутствующего в минерале урана. Измерение длины треков в ахондрите Нортон-Каунти показало.

1

Рис. 16. Кривая распада 1491 в солнечной системе:

что определенная их часть соответствует осколочному делению далеких трансурановых ядер Z = 114 или Z = 126 (рис. 17).

Таким образом метеоритный материал сохраняет следы былого существования вымерших радиоактивных изотопов. Это чрезвычайно важное заключение. Оно указывает на то, что химическая эволюция солнечной системы была связана с историей не только ныне сохранив­ шихся изотопов, но и изотопов других элементов, включая транс­ урановые.

Происхождение метеоритов. По современным представлениям, ме­ теориты — обломки крупных тел астероидального размера разного типа. По широко распространенному мнению, хондритовые метеориты возникли в области между Марсом и Юпитером, где находятся астеро­ иды, радиусы которых 370 км и меньше.

Хондритовые метеориты произошли, по-видимому, от многих ма­ лых астероидов, не испытавших химической дифференциации. Они обладали малыми массами, поэтому давление в их центральных частях не смогло нарушить хондритовой структуры. При этом хондриты Я, L, LL произошли от тел разного исходного состава (в отношении со­ держания железа). Резко химически различные ахондриты, мезосидериты, палласиты и железные метеориты можно рассматривать

77

Рис. 17. Длина треков от спонтанного деления тяжелых ядер в пироксенах ахондрита Нортон-Каунти и лунном грунте

как продукты распада астероида или астероидов, испытавших химиче­ скую дифференциацию на внешнюю оболочку (говардиты, эвкриты), внутреннюю оболочку (большинство ахондритов вверху и частично мезосидериты внизу) и металлическое ядро (железные метеориты и частично палласиты).

СТРОЕНИЕ И ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ПЛАНЕТ

О химическом составе планет мы знаем очень мало. На их поверх­ ности отсутствуют условия для возбуждения атомных спектров. Пла­ неты — тела холодные. Основные сведения об их составе мы получаем по косвенным данным.

Массы планет вычислены по законам небесной механики. Опреде­ лив массы и размеры, вычислили их среднюю плотность.

Уже давно установлено, что по своим массам, плотности и составу планеты солнечной системы делятся на две резко различные группы: группу внутренних планет с повышенной средней плотностью 3,3—

78

5,52 г/см3 и группу внешних планет со средней плотностью 0,71 — 2 г/см3. Последние цифры указывают на значительную долю участия газовых компонентов в составе второй группы. Основные параметры планет солнечной системы, по которым можно судить об их составе, представлены в табл. 15.

Из данных таблицы видим, что маленький Меркурий имеет боль­ шую плотность, чем Марс и Венера.

Различия состава особенно наглядны при сравнении Луны и Мерку­ рия. Луна сложена почти исключительно силикатным материалом. Меркурий содержит 62% металлической фазы. Подобно большинству метеоритов внутренние планеты, вероятно, сочетают в себе силикатную и металлическую фазы. Различие в средней плотности указывает на то, что в процессе образования внутренних планет имело место фракциони­ рование одной из фаз.

А. Рингвуд (1958) предположил, что различие в плотностях планет земной группы связано с действием окислительно-восстановительных реакций, вследствие которых различные количества железа, существо­ вавшие в планетах, были связаны в окислах или, напротив, восстанов­ лены.

7»

Разная плотность внутренних планет определяется главным обра­ зом различием их химического состава. Более плотные планеты содер­ жат больше металлического железа, менее плотные — меньше. В то же время следует отметить зависимость состава внутренних планет от расстояния до Солнца: чем ближе к Солнцу планеты, тем выше со­ держание металлического железа. Эта закономерность особенно хоро­ шо прослеживается при сравнении близкого к Солнцу Меркурия и

^не только главных элементов (О, Si, Fe, Mg, Са, Al, Na), но и распространяется на другие химические элементы таблицы

краткой характеристике природы поверхности внутренних планет. Меркурий. Это ближайшая к Солнцу с высокой плотностью планета, лишенная атмосферы. Период собственного вращения Меркурия равен периоду его обращения вокруг Солнца, поэтому планета повернута все время одним полушарием в сторону Солнца. На горячей стороне Мерку­ рия температура достигает 625 К, а на темной (неосвещенной) поверх­ ности, вероятно,Ц0—20 К. На неосвещенной поверхности большинство газов должно замерзать, а на горячей стороне молекулы их должны приобретать тепловые скорости, превышающие скорость улетучивания с поверхности. Не исключена возможность, что Меркурий имеет не­ большую неустойчивую аргоновую атмосферу (продукт распада радио­ активного 40К). Средняя плотность твердого тела маленького Мерку­ рия соизмерима со средней плотностью Земли. Весьма вероятно, что в составе Меркурия больше тяжелых веществ (металлов), чем у более

крупного Марса.

По данным космического корабля «Маринер-10», поверхность Мер­ курия густо покрыта воронками и сходна с поверхностью Луны.

Венера. По размерам и средней плотности близка к Земле. Обладает наиболее плотной и мощной атмосферой из всех внутренних планет. Атмосфера обнаружена еще М. В. Ломоносовым. Начиная с 1967 г. непосредственно исследовалась советскими межпланетными станция-

80