Неорганическая геохимия - Хендерсон П.
Скачать (прямая ссылка):
Различные гипотезы происхождения метеоритов отличаются одна от другой. В качестве примера мы приведем гипотезу Уос-сона, изложенную в монографии о метеоритах '[417]. Эта гипотеза посвящена происхождению обыкновенных хондритов (Н, Ь и ЬЬ). Стадии образования перечисляются с момента начала конденсации твердых фаз в солнечной небуле:
а) конденсация Ре—№-металла;
б) образование хондр в процессе конденсации;
в) самая низкотемпературная стадия. Прекращение конденсации. Агломерация вещества, сформированного в стадии а), б) и частично в), в небольшие планетезимали;
г) планетезимали разогрелись, что привело к метаморфизму и потере некоторых летучих;
д) нагрев уменьшился. Аккреция и перемешивание вещества планетезималей с образованием более крупных тел — родительских тел метеоритов;
е) много позднее разрушение родительских тел;
ж) осколки перемещаются на орбиту, пересекающую орбиту Земли, и в конечном счете захватываются Землей в виде метеоритов.
Следует отметить, что по мнению некоторых исследователей, события стадии д) происходят одновременно с агломерацией на стадии в).
1.7. Тектиты. Это небольшие частицы стекла, внешне напоминающие обсидиан, но с необычным составом. Хотя никто никогда не видел их падения, иногда на основании морфологии и состава их относят к метеоритам. Описание этих объектов приведено в работе [391], где показано, что имеющиеся данные свидетельствуют в пользу их земного происхождения в результате удара метеорита или кометы.
32 Часть I
Рекомендуемая дополнительная литература
Buchwald V. F. Handbook of Iron Meteorites. University of California Press.
3 volumes, 1975. Mason B. Meteorites. Wiley. 274 pp., 1962.
Mason B. Cosmochemistry. Part 1, Meteorites. Chapter B. Data of Geochemistry (ed. M. Fleisher), 6th edition. U.S.G.S. Professional Paper. 440-B-l. 132 pp., 1979.
Nagy B. Carbonaceous Meteorites. Elsevier Scientific Publ. Co. 747 pp., 1975. Sears D. W. The Nature and Origin of Meteorites. Adam Hilger Ltd. 187 pp., 1978.
Smith J. V. Mineralogy of the planets: a voyage in space and time. Mineralogi-
cal Magazine, 43, 1—89, 1979. Wasson J. T. Meteorites. Classification and Properties. Springer-Verlag. 316 pp.,
1974.
2. «Космическая» распространенность элементов и нуклеосинтез
2.1. Введение. В предыдущей главе было показано, что минералогия, структура и химический состав некоторых углистых хондритов указывают на их примитивную природу и позволяют отнести их к нефракционированным конденсатам солнечной туманности. Химические анализы таких метеоритов и их составных частей дают в руки исследователей важные критерии для определения последовательности их остывания и конденсации и оценки состава солнечной небулы. Этот состав нужно знать не только для выяснения процессов рождения элементов в звездах или решения других астрофизических проблем (таких, например, как установление состава планет). Он имеет значение и в аспекте изучения Земли как соответствующий эталонный состав, при сравнении с которым можно оценить направление и интенсивность процессов фракционирования элементов.
Возможно, эталонный состав, основанный на распространенности элементов в космосе, был бы более фундаментальным. К сожалению, его нельзя определить, так как сам космос претерпел разделение на различные компоненты, такие, как звезды, межзвездное пространство и планетарные тела, а дать интегральную оценку состава всех этих объектов невозможно. Кроме того, мы хорошо знаем, что относительная распространенность составляющих звездную массу нуклидов меняется в процессе эволюции звезды в результате рождения более тяжелых элементов за счет относительно легких. Нам, таким образом, остается довольствоваться теми значениями распространенности, которые только приближаются к общему составу космоса и которые, вероятно, представительны лишь для нашей собственной Солнечной системы.
2. «Космическая» распространенность элементов и нуклеосинтез 33
Однако и эта более ограниченная цель труднодостижима. Источники наших измерений неоднородны, и качество информации снижается серьезными ограничениями в доступности материала, проблемами его наблюдения и интерпретации. Существует пять возможных источников сведений:
а) Земля, Луна;
б) метеориты;
в) Солнце и звезды;
г) газовые туманности и межзвездная среда;
д) космические лучи.
Можно опробовать поверхности Земли и Луны и проанализировать пробы, но поверхность ни в коем случае нельзя считать химически однородной. Поэтому попытки определить средние составы коры могут привести к существенным ошибкам. Кора Земли составляет менее 1% всей ее массы, а средние составы мантии и ядра можно получить только косвенными методами. Сходным образом только косвенно можно оценить и средний состав Луны. Ясно, что составы этих двух тел все еще предположительны. Проблемы, связанные с первым из пяти источников, иллюстрируют сложности, неизбежные при любых попытках составления таблиц распространенности элементов. Некоторые из этих попыток рассмотрены ниже.
2.2. Распространенность элементов. Наилучшие возможности для оценки космической распространенности предоставляет межзвездная среда, из которой образуются новые звезды, поскольку это относительно не фракционированная часть Вселенной, но, к сожалению, количественно проанализировать объем этого материала практически невозможно. Данные о распространенности элементов можно получить из таких частей среды, которые в результате облучения чрезвычайно горячей звездой флуоресцируют и дают яркий спектр излучения (например, туманность Ориона). Получаемые результаты довольно надежны для относительно распространенных элементов и были бы еще более надежными, если бы' не ряд физических факторов (таких, как температурная стратификация туманности), вызывающих неопределенности при определениях. Для преодоления этих трудностей было высказано предположение |[4], что данные по распространенности элементов в недавно образовавшихся из межзвездной среды звездах представительны и для самой среды. Автором этого предположения была составлена таблица, основанная на сведениях о таких звездах, Солнце и более достоверных данных о диффузных туманностях. Позднее был определен химический состав Солнца путем спектрального анализа солнечной атмосферы [334]. Эти результаты приведены в табл. 2.1, где содержания элементов нормализованы на = 10е «атомов» или ионов. (Заметим, что в оригинальной статье содержания норма-
