книги / Основы геохимии

ми, а также американским космическим аппаратом «Маринер-5». Этими исследованиями окончательно установлено, что атмосфера пла­ неты состоит почти целиком из С02 (93—97%). Обнаружено присутст­ вие 0 2, N2, Н20 . По данным космических станций «Венера-5» и «Вене­ ра-6», содержание азота вместе с инертными газами достигает 2—5%, а количество кислорода не превышает 0,4%. По данным измерений станции «Венера-7» (1970), температура атмосферы у поверхности пла­ неты достигает 747 ± 20 К и давление 90 ± 1 5 106 Па.

Огромное количество (Юг на Венере — результат разложения карбонатов при господствующих на поверхности температурах: ход реакции

СаС08 + Si02 CaSi03 + С02

при повышении температуры сдвигается вправо. Аналогичным обра­ зом происходит разложение и других карбонатов. Наиболее вероят­ ный источник азота на Венере — NH4C1 вулканического происхожде­ ния. В условиях подавляющего количества С02 это соединение быстро превращается в (NH4)2C03, который легко разлагается с образованием аммиака, NH3 при окислении быстро превращается в N2.

Свободный кислород на Венере образуется в результате разложе­ ния молекулы воды Н20 под действием солнечной радиации. Другой продукт разложения — водород легко теряется верхними слоями ат­ мосферы, о чем говорит и недавно открытая водородная корона Венеры. Вследствие этого процесса происходит потеря воды, и Венера медленно высыхает. Огромное количество С02 в ее атмосфере создает парнико­ вый эффект, поэтому у твердой поверхности господствуют высокие температуры, и вся вода поверхности планеты находится в виде пара. В недрах Венеры не исключено существование металлического ядра, возникшего на заре ее существования.

Земля. Это самая крупная из внутренних планет. Обладает в то же время самым крупным спутником — Луной, масса которой составляет 1/81 массы Земли. По своему составу азотно-кислородная атмосфера Земли резко отличается от атмосфер других планет. Несомненно, что она является продуктом жизни. Подавляющая часть атмосферного аргона Земли имеет радиоактивное происхождение (от 40К).

Марс. Из всех внутренних планет Марс наиболее удален от Солнца и обладает самой низкой средней плотностью. Нанем имеется весьма разреженная атмосфера, достаточно прозрачная для прямого наблюде­ ния поверхности. Исследования Марса космическими аппаратами «Маринер-4, 6, 7, 8, 9» и «Марс-1, 2, 3» окончательно установили, что поверхность его покрыта многочисленными кратерами и похожа на поверхность Луны. Однако на Марсе есть обширная область Хеллас, лишенная кратеров. Крупные образования поверхности Марса трех типов: более светлые — «материковые» районы, желтые — «морские» и белоснежные — полярные шапки. Большая часть поверхности пла­ неты имеет оранжевую окраску. По мнению И. К- Коваля (по данным оптических характеристик), это указывает на мелкозернистый харак­ тер раздробленных силикатных пород, покрытых пленкой окислов

Атмосферное давление у поверхности Марса не превышает 800 Паг т. е.на два порядка меньше, чем на Земле. Основной компонент атмо­ сферы Марса — С02, количество которого, вероятно, превышает 50%, обнаружены примеси N 02, содержание кислорода и озона пренебрежи­ тельно малое. В атмосфере Марса присутствуют пары воды, а также аэрозоли, с которыми связаны «пыльные бури». Температура поверх­ ности планеты изменяется в зависимости от широты и на границе по­ лярных шапок достигает значений 140—150 К. При таких темпера­ турах и давлении около 533,29 Па углекислый газ должен вымерзать. Отсюда можно сделать вывод, что полярные шапки Марса состоят из замороженной углекислоты. Толщина ее слоя может достигать несколь­ ких метров. Однако в полярных областях Марса должно вымораживать­ ся и значительное количество водяного пара, а это может привести к образованию ледников.

Луна. В настоящее время благодаря полетам космических станций «Аполлон-11, 12, 14, 15, 16, 17», автоматических станций «Луна-16», «Луна-17» и получению многочисленных образцов лунных пород мы можем говорить совершенно определенно о химической природе, минералогии и петрографии поверхности нашего спутника, о распре­ делении в лунных породах химических элементов и их изотопов.

Луна представляет собой твердое тело, состоящее из силикатного материала и лишенное атмосферы. Изучение гравитационного поля Луны с помощью искусственных спутников обнаружило повышенные гравитационные аномалии в районах лунных морей, указывающие на близкую к поверхности концентрацию тяжелых масс. Области подоб­ ных аномалий получили название масконов (Войткевич, 1973).

По мнению П. Кропоткина, причины образования масконов могут быть аналогичными тем, которые вызывают земные гравитационные аномалии. Так, в районах аномалий в областях Морей Дождей, Влаж­ ности, Ясности и Кризисов толщина лунной коры может быть неболь­ шой — 10—2 км, и плотные подкоровые тяжелые массы, близкие по составу к каменным метеоритам или земным ультраосновным породам, могут подходить ближе к поверхности по сравнению с другими лунны­ ми районами горного характера.

Первые исследования лунных пород позволили выделить коренные кристаллические породы, лунные брекчии и россыпи тонкого материа­ ла, составляющего лунный грунт (реголит). Химический и минераль­ ный состав этих типов пород очень сходный. Данные о химическом составе лунных пород из разных районов представлены в табл. 16.

Состав лунных пород, слагающих главным образом районы «морей», по главным компонентам больше всего согласуется с составом полево­ шпатовых ахондритов — эвкритов. Вероятным источником материала Луны могло быть вещество ахондритов, лишенное металлической фазы.

Общая распространенность химических элементов в лунных поро­ дах в убывающей степени представлена в табл. 17.

В исследованных породах Луны в повышенном (по сравнению с земной корой и наиболее близкими к лунным породам базальтами) количестве обнаружили железо, титан, цирконий, редкие земли. Они обладают общими геохимическими свойствами. Так, на Луне особенно

82

Т а б л и ц а 16

Состав лунных пород

________ __

резко выражены элементы семейства железа — Ti, V, Сг, Mn, Fe, Со, Ni, молибдена — Y, Zr, Nb, Мо, редких земель.

Элементарный химический состав лунных пород отражает высоко­ температурные условия их образования. Все исследованные лунные породы — изверженного происхождения. Экспериментальные иссле­ дования показали, что они кристаллизовались в интервале температур от 1210 до 1060° С из силикатного расплава, обогащенного железом. Лунные лавы излились из более глубоких горизонтов лунного шара.

Лунные породы сложены из немногих минералов. Ведущими явля­ ются пироксен, плагиоклаз (с 76—95% анортитового компонента), ильменит, оливин. Лунные пироксены обнаружили широкие колеба­ ния в составе Mg, Fe и Са. В противоположность им лунные плагиок­ лазы отличаются малыми вариациями в содержании Na и Са. В лун­ ных породах встречены разновидности кремнезема — кристобалит и тридимит, К-полевой шпат, апатит, обогащенный редкими землями, бадделеит Zr02, биотит, амфибол, кальцит. Встречены минералы, мало

Т а б л и ц а 17

Распространенность элементов в породах

_______ Луны по порядку величины_________________________

известные на Земле. К ним относятся: пироксенманганит (пироксено­ подобный минерал, обогащенный Мп), ферропсевдобрукит (Fe, Mg)- •Ti20 5, хромотитанистая шпинель и транквилитит TiZr04. Наличие этих минералов отражает повышенное распространение Ti, Сг, Мп, Zr в материале лунных пород.

Соотношение главных изотопов химических элементов Луны те же самые, что и на Земле. Лунные породы оказались очень древними. В районе Моря Спокойствия обнаружили кристаллические породы, возраст которых 3,7 млрд. лет. Возраст отдельных образцов из других районов оказался равным 4 млрд. лет. Такие древние породы для земной коры являются исключительно редкими. Определение соотно­ шений изотопов Sr и РЬ позволили произвести расчет возраста Луны как самостоятельно существующей планеты. Он оказался близким к 4,6 млрд. лет. Эта цифра удивительно согласуется с возрастом огром­ ного числа метеоритов.

В целом Луна представляет собой сферическое тело, сложенное силикатным материалом, со средней плотностью 3,34 г/см3 при плот­ ности поверхностных пород 3,1—3,2 г/см3, незначительная разница между средней плотностью и плотностью поверхностных пород сви­ детельствует об относительно слабой дифференциации Луны.

Внешние планеты. По сравнению с внутренними планетами земной группы внешние планеты представляют собой гигантские тела. Малая плотность этих планет (0,69—1,62 г/см3) указывает на значительную роль газов в их составе. Ведущим элементом по всем данным является водород и его соединения. По приближенным оценкам 78% массы Юпитера составляет водород, Сатурна — 63%. Уран и Нептун имеют более высокие средние плотности и, вероятно, количество водорода у них ниже.

В спектрах протяженных атмосфер внешних планет отмечаются силь­ ные полосы метана СН4, а также полосы молекулярного водорода. Кроме того, в спектрах Юпитера и Сатурна наблюдаются слабые поло­ сы аммиака NH3. На Уране и Нептуне аммиак находится Я заморожен­ ном состоянии, поскольку температура этих планет очень низкая, порядка—210° С. При таких температурах большинство газов перехо­ дит в жидкое и твердое состояние. По косвенным данным можно до­ пустить, что в составе внешних планет много гелия. В Центральных частях внешних планет, возможно, находятся твердые ядра, сложен­ ные из силикатов и железа.

Таким образом, крупные планеты солнечной системы по своему атомарному элементарному составу во многом близки к составу Солн­ ца. Они сложены преимущественно из легких веществ — Н2, Не (?), СН4, NH3, Н2О. Сохранность этих веществ в составе больших планет обеспечивается высокими значениями их масс, а также Низкими тем­ пературами внешних краевых частей солнечной туманности, от ко­ торых они произошли.

Во внутренних планетах, возникших вблизи Солнца, температур­ ные условия препятствовали вхождению легких веществ в их состав. Но и при современных условиях планеты земной группы легко те­ ряют водород и гелий.

4

ПРИРОДА И СОСТАВ СОЛНЦА

Солнце — газовый шар раскаленного вещества. Вещество его видимых частей находится в благоприятных условиях для изучения химического состава с помощью спектрального анализа. Вследствие этого химический состав верхней оболочки Солнца изучен лучше, чем состав планет. В спектре Солнца обнаружено свыше двух десятков тысяч линий, которые не все еще полностью идентифицированы с ли­ ниями известных элементов.

В настоящее время мы рассматриваем Солнце как раскаленную газовую сферу, видимый диаметр которой равен 1 391 000 км. Масса Солнца равна 1,983 1033 г, что соответствует 333 434 земных масс. Средняя плотность d = 1,41 г/см3. Температура поверхности 6000 К. Каждую минуту Солнце теряет 240 млн. т. своей массы путем луче­ испускания. Каждый квадратный сантиметр солнечной поверхности излучает 375 859,48 Дж в минуту. Элементарные расчеты показали, что никакие процессы горения или сжатия не в состоянии обусловить столь мощное лучеиспускание Солнца. По величине вырабатываемой им энергии можно заключить, что только атомно-ядерные превраще­ ния способны служить реальным источником энергии Солнца.

Видимая поверхность Солнца составляет фотосферу — границу газового солнечного шара, выше которого располагаются различные слои солнечной атмосферы. Фотосфера дает непрерывный спектр. На поверхности Солнца наблюдаются пятна до 90 000 км в диаметре, имеющие температуру ниже фотосферы (4000—4800 К). Овальные образования с повышенной по сравнению с фотосферой яркостью назы­ ваются гранулами. Температура их на 100—200 К выше фотосферы. Волокнистые, светлые, более яркие, чем сфера, образования, часто окаймляющие пятна и иногда образующие сплошные поля, называются факелами. Все эти образования — внешние признаки деятельности Солнца. Разные части солнечной поверхности вращаются с разной ско­ ростью, иначе Солнце в целом вращается не как твердое тело. На эква­ торе полный оборот происходит за 25 сут., у полюса за 35 сут.

Атмосфера Солнца менее яркая (на 16%), чем средняя часть фото­ сферы. Она вызывает видимое потемнение солнечного диска по краям. Атмосферу Солнца условно разделяют на три слоя: обращающийся слой, хромосферу и корону. Между ними нет резких границ.

Обращающийся слой относительно маломощный (500 км), состоит из раскаленных газов многих химических элементов, которые опреде­ ляют появление в солнечном спектре темных линий поглощения. Тем­ пература обращающегося слоя 4400 К.

Хромосфера — слой, располагающийся над обращающимся до 15 000 км, ярко-красного цвета. Из хромосферы вверх выбрасываются до высоты 1 000 000 км мощные фонтаны газа — солнечные протубе­ ранцы самой разнообразной формы. Относительно спокойные облако­ образные протуберанцы состоят из Н, Не, Са+. Кроме того, они со­ держат пары металлов.

Корона представляет собой ажурную оболочку Солнца, располагаю­ щуюся выше хромосферы. Простирается на далекое расстояние поряд-

85

ка нескольких солнечных радиусов. Корона имеет вид радиально расходящегося сияния желтовато-серебряного цвета. Она состоит из чрезвычайно разреженных газов и свободных электронов. В ее спектре обнаружены некоторые яркие линии, ранее приписываемые загадоч­ ному элементу «коронию». Сейчас доказано, что они принадлежат многократно ионизированным (от 9 до 15 раз) атомам Fe, Ni, Са.

Учитывая высокую температуру Солнца, можно полагать, что его вещество сильно перемешано, поэтому контраст между химическим составом его атмосферы и центральных частей не должен быть особенно резким.

Можно допустить, что атомарный состав солнечной атмосферы в основном отражает средний состав Солнца в целом.

На Солнце обнаружено 66 химических элементов. Мы вправе ожи­ дать, что в нем присутствуют и другие элементы таблицы Д. Менделее­ ва, но они находятся в столь малых количествах, что спектральный анализ еще не мог их обнаружить.

Количественный анализ соотношений элементов на Солнце встре­ чает большие трудности. Атомные спектры для различных элементов зависят от температуры возбуждения. Поэтому относительная интен­ сивность линий далеко не всегда будет соответствовать повышенному количеству элемента. Химический анализ атмосферы Солнца произво­ дился многими крупными астрофизиками. Но, несмотря на проведен­ ную очень большую работу, в настоящее время мы располагаем более или менее достоверными данными о количественном содержании только немногих элементов. Ниже приводится (табл. 18) атомарный состав элементов Солнца.

Значения содержания в таблице выражены в числах атомов на 10 е атомов кремния, выбранного за основу, так как кремний — один из наименее летучих элементов.

Данные табл. 18 свидетельствуют о резком преобладании двух элементов — водорода и гелия. Химически солнечная атмосфера представляет собой водородно-гелиевую массу вещества, слабо раз­ бавленную примесью других элементов. В преобладании водорода и гелия на Солнце мы усматриваем главное различие его состава с соста­ вом планет, метеоритов, земной коры. Если исключить водород и гелий, то остальные элементы обнаруживают характер распростра­ нения, аналогичный распространению в земной коре; элемент, имею­ щий повышенный кларк на Солнце, в земной коре и метеоритах также значительно распространен.

Многочисленные теоретические работы астрофизиков по внутрен­ нему строению Солнца и звезд дали возможность произвести прибли­ женный расчет химического — атомарного состава всей массы Солнца, исходя из данных о его температуре, светимости и массы. Советским астрофизиком А. Б. Северным рассчитано соотношение главных эле­ ментов Солнца. По его данным, Солнце содержит 38% водорода, 59% гелия и 2,6% всех остальных элементов, вместе взятых. Близкие к этому величины были получены также М. Шварцшильдом. Таким об­ разом, общий характер химического состава Солнца не меняет нашего основного вывода, основанного на данных по составу его атмосферы;

86

Т а б л и ц а 18

Распространенность элементов по отношению к Si =10®

87

Солнце представляет собой водородно-гелиевую газовую массу ве­ щества с небольшой примесью остальных элементов.

Большая часть атомов Солнца ввиду высоких температур находится в сильно ионизированном состоянии. По направлению к центру темпе­ ратура возрастает, и на основании газовых законов нетрудно рассчи­ тать, что она достигает порядка десятков миллионов градусов. В этих условиях атомы почти полностью лишаются своих электронов, вещест­ во состоит из смеси голых атомных ядер и электронов. При высоких температурах ядра и электроны приобретают настолько большие теп­ ловые скорости, что между ними возникают ядерные реакции, носящие название термоядерных. Однако необходимую скорость для ядерных реакций приобретает только некоторая часть легких ядер. Г. Бете вы­ вел формулу, выражающую зависимость между числом ядерных реак­ ций в раскаленном газе и распределением тепловых скоростей реагиру­ ющих частиц. С помощью этой формулы им была вычислена температу-

88

ра, необходимая для осуществления ядерных реакций. При этом он допускал, что плотность внутри Солнца достигает 80 г/см3, а содер­ жание водорода (протонов) 35%. В табл. 19 приведены температуры, рассчитанные Г. Бете, необходимые для того, чтобы соответствующая ядерная реакция дала наблюдаемый для Солнца выход энергии. Если допустить, что Солнце находится в равновесном состоянии, т. е. дав­ ление верхних оболочек уравновешивается внутренним давлением газообразной смеси ядер и электронов, то можно вычислить темпера­ туру внутри Солнца, зная его массу, размеры и температуру поверх­ ности. Соответствующие расчеты, выполненные рядом авторов, пока­ зывают, что в центральной части Солнца температура 20 000 000 К. Этого вполне достаточно для возникновения ядерных реакций, указан­ ных в табл. 19.

Поскольку на Солнце в настоящее время Li, Be, В очень мало, что­ бы обеспечить наблюдаемый выход энергии, то естественно допустить термоядерные реакции между протонами, а также между протонами, с одной стороны, и углеродом и азотом — с другой. В недрах Солнца, по всей вероятности, происходят термоядерные реакции азотно-угле­ родного цикла, предложенного Г. Бете. Они могут быть представлены в следующем виде:

1*C + 1H -»-1»N-»-i»C + $

«С + Ш - ^ Ы

14N -f- ХН ->• 12C -f- 4He

41H->-4He + Дтс2

Очевидно, что при завершении цикла указанных реакций из четы­ рех протонов образуется ядро гелия и выделяется энергия, равная дефекту массы ядра гелия. Ядра углерода и азота играют вспомога­ тельную роль и являются своеобразными катализаторами. Реакции указанного типа пока наиболее удовлетворительно объясняют выде­ ление энергии Солнцем и звездами главной последовательности.

В связи с высокими температурами на поверхности Солнца химиче­ ские соединения элементов неустойчивы и большая часть атомов нахо-

89

дится в диссоциированном состоянии. Однако незначительное коли­ чество молекул некоторых редких соединений на Солнце все же уда­ лось обнаружить. Они представлены молекулами элементов, гидридами, закисями, фторидами и нитридами:

Приведенные химические соединения свидетельствуют о необычай­ но узких границах химических явлений на Солнце.

Отметив наиболее важные данные о строении и составе Солнца, в заключение мы можем сделать следующие выводы:

1. На Солнце наиболее распространены элементы начала периоди­ ческой системы, практически до Z = 28.

2.Если исключить газы (Н, Не, N), то в составе Солнца будут преобладать О, Mg, Si, S, Fe, C, Ca, Ni, Na, т. e. те же элементы, кото­ рые преобладают в метеоритах и земной коре.

3.Из легких элементов начала периодической системы на Солнце отмечается особенно резкий недостаток Li, Be, В. Эти элементы имеют пониженные кларки также в земной коре.

4.Высокие температуры в недрах Солнца способствуют возбужде­ нию термоядерных реакций, из которых наиболее вероятной является процесс азотно-углеродного цикла.

5.В атмосфере Солнца при высоких температурах преобладают свободные атомы и ионы. Наличие молекул крайне мало и вообще химические процессы на Солнце весьма ограничены.

Изотопный состав некоторых элементов Солнца в общем близок к изотопному составу элементов земного и лунного происхождения. Сейчас мы еще пока имеем очень мало данных об изотопном составе элементов солнечного вещества.

Для Солнца с небольшой точностью удалось по молекулярным спектрам определить изотопный состав углерода (^С : 13С). Резуль­ таты исследований показали, что изотопный состав солнечного угле­ рода практически такой же, как и на Земле. В то же время изотопный

состав углерода других звездных миров оказался отличным от угле­ рода нашей солнечной системы.

Особый интерес представляет изучение изотопных соотношений в материале солнечного ветра, который накопился в течение веков в веществе лунного грунта. Лунный грунт оказался обогащенным инерт­ ными газами у самой поверхности. Эти газы можно рассматривать не­ посредственно как часть солнечного вещества, так как более глубокие горизонты лунного грунта резко обеднены инертными газами. В табл. 20 представлены последние данные по изотопным соотношени­ ям наиболее типичных инертных газов в солнечном ветре, углистом метеорите (наиболее богатом 'газами по сравнению с другими метеори-

90