Происхождение Земли

Однако все это никак не умаляет достоинства книги, тем более что при необходимости текст сопровождается соответствующими примечаниями о вкладе советских ученых. Кроме того, теория происхождения и развития Земли еще не закончена, в связи, с чем весьма полезным является знакомство с результатами, полученными учеными разных направлений и шкал. Это понимают все специалисты, в том числе и автор книги, который уже после ее написания, осенью 1981 года, побывал в Советском Союзе и выступил с докладом в Институте геохимии и аналитической химии. АН СССР им. В. И. Вернадского в Москве.
Зародившаяся на наших глазах новая дисциплина, сравнительная планетология помогает глубже понять общие принципы развития планет Солнечной системы и в то же время уникальность нашей Земли. Ясно, что способ образования и начальное состояние планеты во многом определили ее последующее развитие. Работы Хаяши, о которых с таким уважением пишет М. Озима, развивают один из вариантов теории происхождения планет, основанной на идеях О. Ю. Шмидта. Поэтому стоит сказать более подробно о современном состоянии теории происхождения Земли и планет.

В возникшем допланетном диске пылевые частицы опускались сквозь газ к центральной плоскости, образовав обогащенный пылью слой. Было показано, что такой слой гравитационно неустойчив и должен распасться на множество пылевых сгущений. Объединяясь при столкновениях, сгущения сжимались и превращались в сплошные твердые тела поперечником порядка 10 километров в зоне планет земной группы. Продолжительность этой стадии была не более ста тысяч лет.
Далее последовала более длительная эволюция роя допланетных тел. Относительные скорости тел определялись их гравитационными возмущениями при сближениях и первоначально были малы. Тела при столкновениях преимущественно объединялись. При этом скорости тел, согласно расчетам, росли пропорционально радиусу крупнейших тел. Когда последние достигли размеров Луны, скорости увеличивались почти до одного километра в секунду и тела стали дробиться при соударениях. Большие тела своим тяготением удерживали осколки и продолжали расти, присоединяя к себе другие. Так возник широкий спектр размеров — от характерных для крупных тел до свойственных малым частицам.

Эти результаты теоретических исследований подтверждаются данными о распределении тел в поясе астероидов и статистикой кратеров на Луне, Меркурии, у отдельных спутников Юпитера, поверхность которых еще сохраняет память о заключительных этапах аккумуляции. Самые крупные тела росли относительно быстрее других и стали, зародышами будущих планет. Они эффективно поглощали вещество, оказывавшееся на их пути. При этом расширялись их зоны питания и гравитационного влияния, им становилось тесно, и меньшие из них превращались из поглощающих в поглощаемые.
К концу этого процесса осталось всего лишь 9 больших планет, отстоящих одна от другой на таких расстояниях, что их движение оставалось устойчивым на протяжении миллиардов лет. В зоне Земли процесс аккумуляции тел в планету длился около 100 миллионов лет. Под действием корпускулярного «ветра» и коротковолнового излучения молодого Солнца газ из зоны Земли был удален за время около 10 миллионов лет, поэтому заключительная стадия ее роста протекала, по-видимому, в отсутствие газа. Но в зонах Юпитера и Сатурна газ задерживался дольше, и достаточно массивные твердые ядра этих планет (согласно оценкам разных авторов, начальные массы этих ядер были, порядка 3—5 масс Земли) присоединяли к себе оставшийся газ.

Образование малых тел Солнечной системы явилось побочным продуктом основного процесса образования планет. Во время аккумуляции, планет вокруг некоторых из них образовались спутниковые рои — в результате захвата своим гравитационным поле.м частиц, подвергшихся неупругим столкновениям в их окрестностях. Аккумуляция спутников в этих роях протекала аналогично аккумуляции самих планет. В зонах планет-гигантов скорости тел были настолько большими, что часть тел была выброшена из Солнечной системы, а часть оказалась на далекой периферии, образовав так называемое кометное облако Оорта.
В зоне астероидов процесс формирования планеты был прерван более крупными телами, залетавшими из зоны Юпитера. Сталкиваясь с астероидами, эти тела захватывали с собой преобладающую часть астероидов, а при сближении с оставшимися они увеличивали их относительные скорости своими гравитационными возмущениями. В результате столкновения между астероидами стали сопровождаться не объединением их, а дроблением.

В настоящее время наиболее важным источником информации о составе внутренних областей Земли являются... метеориты. Эти небесные тела, в которых до нашего времени в «замороженном» виде дошло первоначальное физическое и химическое состояние Солнечной системы, можно считать своеобразными окаменелостями эпохи протосолнечного облака. Кроме того, если не считать доставленных на Землю пород Луны, это единственное доступное прямому исследованию внеземное вещество, являющееся неоценимым материалом при изучении вещества всей Солнечной системы. По этой причине метеориты с давних пор привлекали внимание ученых.
Давайте вновь вернемся к процессу формирования планет из протосолнечного облака. Как мы помним, газ, из которого состояла протосолнечная туманность, в некоторый момент стал остывать, что привело к конденсации частиц. Данный процесс похож на конденсацию водяного пара в земной атмосфере при образовании облаков. Со временем облако сконденсировавшихся частиц расширялось, и полагают, что в пределах протосол-нечной туманности составляющие его элементы были хорошо перемешаны. Следовательно, можно предположить, что на всем своем огромном протяжении протосолнечная туманность имела одинаковый химический состав, если пренебречь особенно летучими элементами. Поэтому Земля и метеориты, несмотря на свое образование в разных местах туманности, должны сейчас иметь схожий химический состав.

Но опять же это не должно касаться так называемых летучих элементов, к которым относят, в частности, инертные газы, щелочные металлы, серу и ртуть. Как это и можно было ожидать, их содержание изменяется в зависимости от места, в котором сформировалось то или иное тело Солнечной системы. Вблизи Солнца под действием излучаемого им тепла температура в облаке сконденсировавшихся частиц повышалась, что привело к рассеянию летучих элементов. Именно по этой причине у Меркурия, расположенного наиболее близко к Солнцу, так велико содержание тугоплавкого железа и, как результат, высокая по сравнению с другими планетами плотность вещества. У удаленного от Солнца Юпитера главной составной частью стали водород, инертные газы, вода и тому подобные летучие соединения, и, как следствие, его вещество имеет малую плотность.
Как считают в настоящее время, средний химический состав Земли очень близок к химическому составу одного из классов каменных метеоритов — так называемых хондритов. Они составляют большую часть группы каменных метеоритов, и к этому классу относятся 70—80% всех до сих пор найденных на Земле метеоритов. Хондритами их называют из-за того, что они содержат в большом количестве хондры (от греческого слова «хондрос» — зернышко) — круглые силикатные частицы диаметром около миллиметра.

Имеется подробная классификация хондритов по их химическому и минералогическому составам. Однако относительно того, какой же из видов хондритов этой классификации наиболее близок к Земле по среднему химическому составу, единого мнения нет. Некоторые, например, считают, что это так называемые углистые (со сравнительно высоким содержанием углерода) хондриты типа 1 (называемые чаще хондритами С1).
В таблице указан средний химический состав вещества Земли для различных ее составляющих, определенный в основном по аналогии с составом метеоритов. При этом средний состав вещества ядра устанавливался по железным метеоритам, а вещество мантии — по каменным метеоритам. Отдельно дан состав для континентальной и океанической земной коры, полученный из химического анализа образцов грунта, непосредственно отобранных в соответствующих областях земной коры. Эту таблицу ни в коем случае нельзя рассматривать как окончательную, существует много других предположений о химическом составе Земли.
При современном уровне развития техники получение образцов пород с помощью бурения уже на глубине нескольких километров от поверхности Земли вызывает чрезвычайные затруднения. И вряд ли в ближайшем будущем есть надежда поднять породы с больших глубин — из мантии, верхняя граница которой находится на уровне нескольких десятков километров от земной поверхности, а тем более из ядра, залегающего еще на 3000 километров глубже. Поэтому пока не приходится и ожидать, что можно будет определить. Рассмотрим теперь, как можно оценить средний химический . состав Солнечной системы в целом?

Здесь наиболее важным источником информации являются те же метеориты. Как уже говорилось, газ протосолнечной туманности, из которого впоследствии образовались планеты, был, за исключением летучих элементов, перемешан до довольно однородного состояния. Об этом говорит чрезвычайное постоянство химического состава, обнаруженное при изучении вещества Земли, метеоритов, лунных пород, при анализе состава солнечного ветра (потока частиц, испускаемого Солнцем) и при изучении содержания элементов на поверхности и в короне Солнца (по анализу спектральных линий).
Метеориты, разумеется, составляют очень небольшую долю общей массы Солнечной системы. Однако если предполагать однородность состава для газа всей протосолнечной туманности, то химический состав хондритов С1 можно считать присущим всей Солнечной системе в целом. Во всяком случае это подтверждается тем, что за исключением инертных газов и других летучих элементов, химический состав хондритов С1 совпадает с составом солнечной поверхности, определенным по линиям в спектре солнечного излучения.
Что же касается инертных газов, водорода и других летучих элементов, то их содержание в твердом веществе метеоритов невелико по сравнению с газом протосолнечной туманности. Представление об их распространенности в Солнечной системе можно получить из спектра излучения солнечной поверхности, а также из данных по регистрации солнечного ветра в высоких слоях земной атмосферы и на поверхности Луны. Однако для трех самых тяжелых стабильных инертных газов (аргона, криптона и ксенона), у которых не наблюдаются спектральные линии, степень распространенности в Солнечной системе оценивается косвенным образом.

Дело в том, что существует некоторая зависимость элементов распространенности в Солнечной системе от их атомного номера. Откуда видно, что распространенность элементов уменьшается от более легких к более тяжелым почти по экспоненциальному закону (немного различному для элементов с четными и нечетными атомными номерами). Если провести линию, соединяющую точки на графике этой зависимости, соответствующие элементам с атомными номерами 16 (сера) и 20 (кальций), то точка этой линии, соответствующая атомному номеру 18, как раз и даст степень распространенности аргона в Солнечной системе.
Подобным же образом оценивается содержание криптона и ксенона в Солнечной системе.
В заключение перечислим основные источники информации о распространенности химических элементов в Солнечной системе:
для нелетучих элементов — из анализа хондритов С1;
для летучих элементов, в том числе легких инертных газов (гелия, неона),— из анализа спектра излучения солнечной поверхности;
для тяжелых инертных газов (аргона, криптона, ксенона)— на основании зависимости между степенью распространенности элемента в Солнечной системе и их атомным номером, полученной Камероном и используемой в настоящее время как стандартной,

Давайте обобщим все, что мы узнали о длившейся 4,5 миллиарда лет истории.
Как сейчас считают, Земля возникла в Солнечной системе 4,55 миллиарда лет назад. Этот возраст принят по аналогии с возрастом метеоритов, и определить его по горным породам Земли невозможно.
Химические элементы, из которых состоит Земля, образовались гораздо раньше, чем сформировалась наша планета. Оии возникли в ходе реакций нуклеосинтеза, продолжавшихся свыше 10 миллиардов лет. Полагают, что большое влияние на ход этих реакций оказал произошедший вблизи будущей Солнечной системы взрыв Сверхновой звезды. Из образовавшихся элементов вскоре сформировалась протосолнечная туманность, в которой затем началась аккумуляция вещества, приведшая к возникновению Земли.
Между завершением основного процесса нуклеосинтеза элементов и формированием Земли прошло не более 100 миллионов лет. Это установлено из того, что в Земле в момент ее возникновения присутствовал изотоп йод-129 (на присутствие этого изотопа указывает образовавшийся из него ксенон-129).
Спустя не более чем через несколько сот миллионов лет после образования Земли, то есть свыше 4 миллиардов лет назад, сформировалось ядро и почти одновременно с этим произошло крупномасштабное выделение газов из недр Земли, за счет которого сформировалась большая часть современной атмосферы и гидросферы. Это было установлено по изотопному отношению аргона земных недр, времени возникновения магнитного поля Земли и т. п.
Как следует из изотопных отношений стронция и свинца, разделение коры и мантии происходило непрерывно на протяжении почти всей истории Земли.
Активность коры докембрия еще недостаточно для нас понятна. Может ли тектоника плит, замечательно объясняющая геологические явления, начиная с мезозоя, быть применена к докембрию — это является одним из наиболее интересных и важных вопросов. Наиболее древние из известных нам пород земной коры образовались 3,7 миллиарда лет назад.
После палеозоя в течение сравнительно короткого срока, охватывающего 10% истории Земли, главными героями, видимо, стали дрейф континентов и расширение океанического дна. 200 миллионов лет назад бывший до этого единым блоком континент Пангея начал разделяться на части.
В океанической коре и осадочных породах можно проследить начинающуюся с палеозоя и доходящую до нашего времени почти непрерывную хронику земного магнетизма. Выяснилось, что, непрерывно меняя свое направление один раз в несколько сотен тысяч лет, магнитное поле Земли испытывает изменение полярности. Последняя инверсия земного магнитного поля имела место 700 тысяч лет назад.