Неорганическая геохимия - Хендерсон П.
Скачать (прямая ссылка):
Авторы работы [416] показали, что отношения концентраций элементов обычно постоянны для большого числа лунных образцов в широком диапазоне концентраций, даже если один
3. Луна 65
из элементов относится к группе нелетучих, а другой — к группе летучих элементов. Они, в частности, отметили, что отношение К/Ьа (около 70) постоянно для большинства образцов. Эти авторы также установили, что нелетучие элементы, такие, как Ьа, находятся в пропорциях, близких к тем, какие имеют место во включениях углистого хондрита А11епс1е (см. разд. 1.3.1), в то время как соотношения многих щелочных металлов сходны с таковыми в хондритах типа С1. На основании этих наблюдений Венке и его сотрудники пришли к заключению, что Луна состоит из двух компонентов — высокотемпературного конденсата (Ф), эквивалентного включениям в АПепае, и хондритового компонента (%). Зная содержания К и Ьа в этих двух компонентах и отношение К/Ьа на Луне, можно рассчитать пропорцию двух компонентов по уравнению (3.1):
70
А[и]х + (1 _ Л) [Ьа1„
кФ=о,
где А— хондритовая фракция. [К]%=800 млн~ [Ьа]х=0,35 млн [Ьа]ф=4,9 млн-1. При подстановке численных значений в уравнение получим значение А, равное 31%. Отсюда, зная пропорции хондритового материала и высокотемпературного конденсата и составы этих двух компонентов, можно рассчитать состав Луны в целом (табл. 3.4).
Ганапати и Андерс [125] также использовали наблюдающееся постоянство соотношений для установления количества и пропорций составных частей, но они исходили из предположе
Т а б л и ц а 3.4. Состав Луны
Элемент [416] [125] [392] Элемент [416] [125] [392]
1л, млн~! 8,7 Со, млн"1 240 _
С, млн~' — 9,9 — №, млн-"1 — 0,51 —
о, % 41,42 РчЬ, МЛН"1 0,87 0,33 0,29
Р, млн-1 —. 30 — Бг, млн"1 93 60 43
N3, млн"1 1770 900 — У, млн"1 24 10,9 7,5
Мя, % 8,9 17,37 18,7 2г, млн~1 67 65 30
А1, % 12,0 5,83 4,3 N1), млн-1 4,8 3,3 2,2
31, % 15,0 18,62 20,6 Се, млн-1 0,000039 0,033 0,013
Р, МЛН"-1 538 — Ва, млн-1 33 16,8 17,5
Б, % 0,39 — Ьа, млн"1 3,5 1,57 1,1
К, млн"1 250 96 100 Бт, млн"1 — 0,86 0,75
Са, % 12,8 6,37 4,3 Ей, млн"1 0,81 0,33 0,27
Бс, млн-1 81 40 20 ТЬ, млн-1 — 0,22 0,18
И, млн-1 7000 3380 1800 УЬ, млн"1 — 0,95 0,73
V, млн"1 440 340 48 Ьи, млн"1 — 0,160 0,11
Сг, млн"1 — 1200 1330 Ш, млн"1 2,4 0,95 0,67
Мп, млн"1 700 330 1000 ТЬ, млн- 1 — 0,210 0,230
Ре, % 8,6 9,00 8,2 и, млн"1 0,000086 0,059 0,060
5-398
66 Часть!
ния, что Луна, так же как метеориты, образовалась при фракционировании продуктов конденсации солнечной небулы. Согласно их рассуждению, Луна (и Земля) должна состоять из трех видов первичных конденсатов, которые найдены в метеоритах: 1) раннего конденсата, 2) металлического никелистого железа и 3) магнезиальных силикатов. При остывании солнечной небулы эти металлические конденсаты вступают в реакции, в частности с образованием сульфидов, а на заключительных стадиях остывания конденсировался компонент, богатый летучими. Кроме того, непосредственно перед или в течение аккреции некоторые из силикатных и металлических фаз претерпели короткое плавление с потерей летучих элементов: Таким образом, согласно модели, Луна состоит из семи компонентов:
а) ранний конденсат (0,301);
б) металлы, не подвергавшиеся плавлению (—);
в) металлы, подвергшиеся плавлению (0,061);
г) сульфиды (0,011);
д) силикаты, не подвергавшиеся плавлению (0,070);
е) силикаты, подвергшиеся плавлению (0,557);
ж) конденсат, обогащенный летучими, содержащий Сё, Нд, В, 1п, Т1, РЬ, С1, Вг„ I, Н, С, Ы, Аг, Кг, Хе (0,0004).
Их пропорции можно оценить, исходя из некоторых химических ограничений; например, количество раннего конденсата получено из общего содержания и на планете (оцененного по данным о тепловом потоке), а количество обогащенного летучими конденсата можно установить из Т1/и-отношения (Т1 — один из летучих элементов). Полученные для этой модели пропорции указаны выше в скобках. Состав каждого компонента получен, исходя из последовательности конденсации и распространенности элементов в Солнечной системе (гл. 1 и 2). Затем по этим данным можно рассчитать состав Луны (см.табл. 3.4). Использованные в этом методе приближения оказались подходящей основой для расчетов состава как Луны, так и Земли.
Тейлор [392] исходил из предположения, что Луна претерпела гомогенную аккрецию, а затем, учитывая разнообразные данные, пришел к выводу, что Луна в среднем примерно в пять раз богаче труднолетучими элементами, чем углистые хондри-ты типа 1 (С1). Использованы следующие химические ограничения:
¦ а) данные о тепловом потоке предполагают обогащение Луны и примерно в пять раз по сравнению со средним содержанием его в метеоритах типа С1;
б) данные орбитальной гамма-спектрометрии свидетельствуют об обогащенности ТЬ примерно в четыре раза по сравнению с метеоритами С1;
в) содержание рассеянных элементов в материковых породах при мощности коры 60 км должно по крайней мере
3. Луна 67
в 3—4 раза превышать их содержание в хондритах С1, чтобы обеспечить требуемое их количество хотя бы только в коре.
