Метеориты и происхождение Солнечной системы - Вуд Дж.

Автор: Вуд Дж.

Теги: военная техника техника наземных и воздушных вооруженных сил техника военно-морского флота космос полет в космос переводная литература издательство мир солнечной системы

Год: 1971

Похожие

Введение в физику планет земной группы

Проблемы происхождения жизни

Возникновение жизни

Неорганическая геохимия

Текст

. МЕТЕОРИТЫ И
ПРОИСХОЖДЕНИЕ
СОЛНЕЧНОЙ
СИСТЕМЫ
METEORITES
AND THE ORIGIN OF PLANETS
JOHN A. WOOD
Smithsonian Institution
Astrophysical Observatory
McGRAW-HILL BOOK COMPANY
NEW YORK
ST. LOUIS
SAN FRANCISCO
TORONTO
LONDON
1968 SYDNEY
Дж. ВУД
МЕТЕОРИТЫ
И ПРОИСХОЖДЕНИЕ
СОЛНЕЧНОЙ
СИСТЕМЫ
Перевод с английского
А. Н. СИМОНЕНКО
Под редакцией
Е. Л. КРИНОВА
С предисловием
акад. В. Г. ФЕСЕНКОВА
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
МОСКВА 1971
УДК 623 • 12 + 623.61
«Небесные камни» — метеориты, выпадающие
иногда на Землю после долгих лет блуждания в
межпланетном пространстве, — уникальные образцы
внеземного вещества, во многом сохранившие тот
состав и структуру, которую они имели миллиарды
лет назад, при формировании солнечной системы. Их
подробное изучение — одна из важнейших задач
науки.
Небольшая книга, написанная молодым амери-
канским исследователем Дж. Вудом, знакомит чита-
теля с новейшими данными о метеоритах — их хими-
ческом и изотопном составе, структуре и происхо-
ждении. Большое внимание уделено первоначальным
метеорным телам, первичному планетному веществу
и образованию планет земной группы.
Книга рассчитана на широкий круг читателей:
от любителей астрономии до специалистов в области
метеоритики, космогонии, геологии и т. д.
Редакция космических исследований, астрономии
и геофизики
2-6-1
106-71
ПРЕДИСЛОВИЕ
Книга Дж. Вуда, хорошо известного специалиста
по метеоритике, охватывает широкий круг вопросов,
имеющих непосредственное отношение не только к ме-
теоритам, но и к природе их родительских тел и вме-
сте с тем к происхождению солнечной системы.
Книга представляет большой интерес для астроно-
мов, а также для геологов. В ней подробно рассказы-
вается о выпадениях метеоритов на Землю, иногда со-
провождающихся образованием огромных кратеров,
которых к настоящему времени сохранилось несколько
десятков. Наглядно показывается, что вещество ме-
теоритов имеет более древний состав, чем Земля, и
что возраст его, определяемый в 4,6 млрд, лет, пред-
ставляет возраст солнечной системы и мало отличает-
ся от возраста самого Солнца. Это метеоритное веще-
ство за длительное время своего существования под-
вергалось сложным процессам дифференциации,
фракционирования и метаморфизма, происходившим
в разных родительских телах различным образом, что
обусловило разделение метеоритов на группы, отлич-
ные по своей структуре и химическому составу. По-
добные процессы детально описываются автором. Осо-
бенно интересны высказываемые им соображения
относительно образования хондр — маленьких стекло-
видных шариков, входящих в состав наиболее много-
численной разновидности метеоритов, так называемых
хондритов, которые наглядно свидетельствуют о нали-
чии довольно значительных разогревов на самой ран-
ней стадии существования солнечной системы с после-
дующим сравнительно быстрым охлаждением.
В последних главах излагается проблема проис-
хождения солнечной системы. Сначала приводятся
6
П редисловие
различные гипотезы, а затем излагается современный
подход с описанием условий в протопланетной солнеч-
ной туманности, определяемых на основании особен-
ностей метеоритного вещества. Хотя особенности ме-
теоритов еще далеко не полностью могут быть поняты,
тем не менее становится все более очевидным, что ре-
шение такой основной проблемы, как происхождение
и эволюция планет, в частности нашей Земли, может
быть достигнуто путем сочетания различных данных
звездной астрономии и астрофизики с теми выводами,
к которым нас приводит изучение вещества метео-
ритов.
Настоящая книга написана вполне доступно для
широкого круга читателей и на достаточно высоком
научном уровне. Хотя она и не является исчерпываю-
щим источником сведений о методах и успехах метео-
ритики и космогонии солнечной системы, она, несо-
мненно, вызовет большой интерес и будет содейство-
вать всестороннему изучению метеоритного вещества.
В. Г. Фесенков
ПРЕДИСЛОВИЕ АВТОРА
К РУССКОМУ ИЗДАНИЮ
Мне оказана большая честь: моя небольшая книга
будет издана в СССР, стране с давними традициями
в исследовании метеоритов. Я внес в текст некоторые
изменения, отражающие успехи, достигнутые в обла-
сти метеоритики со времени первого издания книги
в 1968 г. Тогда, например, еще приходилось обсуждать
возможность возникновения хондритов на Луне. Но
уже первые образцы лунного вещества, доставленные
на Землю на космическом корабле «Аполлон-II», по-
казали несостоятельность этой гипотезы. Краткое опи-
сание этих образцов и обсуждение гипотезы эволюции
Луны на основании их изучения приведено в новой
гл. 8 (материал этой главы был впервые опубликован
в журнале Scientific American, 223, № 2, 1970).
Я добавил также приложение, в котором подробно
объясняется система классификации хондритов, все
чаще используемая на Западе. Между содержанием
инертных газов и микроэлементов в хондритах и их
метаморфическими типами обнаружена интересная
корреляция. Добавлен список хондритов с их класси-
фикацией, но в нем отсутствует большинство хондри-
юв СССР, поскольку ни Ван Шмус, ни я не имеем их
образцов. Я надеюсь, что советские исследователи ме-
। еоритов сочтут целесообразным классифицировать
( вой хондриты в соответствии с этой схемой. Мне ка-
жется, что это облегчило бы ученым Запада и Востока
обмен информацией при публикации результатов.
Джон Вуд
ПРЕДИСЛОВИЕ АВТОРА
Сначала была только тьма. Потом пошли
зыбь и волнение, вспыхнул черный огонь, за-
кружились вихри, закипело вокруг и утихло.
Появилось много-много пар столбов и подпо-
рок — больших и малых, длинных и коротких,
скрученных и изогнутых, расщепленных и круг-
лых. И еще появилось много пар корней, боль-
ших и малых, длинных и коротких и разных
других. Они все появлялись и появлялись и
подпирали друг друга. Над всем этим стала
земная твердь, и пространство заполнилось
светом, и появились горы и скалы.
Легенда о сотворении мира,
Маркизские острова [1]
Человек всегда стремился постичь начало вещей.
Особенно хотелось ему сквозь миллиарды лет загля-
нуть в ту отдаленную эпоху, когда молодое Солнце
только что разогнало мрак и холод вселенной, в гу
эпоху, когда рождалась наша Земля. Каждое челове-
ческое общество, начиная с древних шумеров, верило,
что проникло в тайну сотворения мира. Может быть,
и мы, рассуждая о происхождении Земли, находимся
нс в лучшем положении, чем шумеры или жители
Маркизских островов? Разве можем мы надеяться
понять то, что случилось так давно? Все следы разыг-
равшихся тогда событий погребены в бездне времен,
отделившей их от нас, а значит, и мы можем лишь
с । роить догадки.
К счастью, это не совсем так. Современные теории
происхождения солнечной системы базируются на на-
учных данных, на той информации, которую дают нам
астрономия, астрофизика и метеориты. Метеориты
имеют отношение к этому вопросу потому, что они —
самые древние, самые примитивные остатки планет-
ного вещества, которыми мы располагаем сегодня. На
миллиарды лет они старше самых старых пород на
Земле. Есть доказательства (они будут приведены
10
Предисловие автора
в этой книге), что некоторые метеориты сохранились
фактически неизменными со времен рождения планет.
Значение этого факта, вероятно, ускользнет от чи-
тателя, не знакомого с геологией. Лицам, не сведу-
щим в минералогии и геохимии, трудно даже пред-
ставить себе, как много информации может дать про-
стой камень, такой маленький, что он уместится на
ладони, — информации о процессах, благодаря кото-
рым он образовался и которые потом воздействовали
на него. Если наш метеорит действительно остался не-
изменным с тех времен, то процессы, в силу которых
он сформировался, одновременно были процессами,
формирующими и планеты или по крайней мере одну
из них. Понятно, какой огромный интерес представ-
ляет для нас расшифровка «записей», хранящихся
в метеоритах.
Вот почему мы изучаем их. Метеориты интересны
нам не столько потому, что они попали к нам из кос-
моса, сколько из-за своего прошлого. В последнее де-
сятилетие метеориты исследовались весьма серьезно.
Накоплено много важных сведений. К сожалению, они
не дают единой, внутренне непротиворечивой картины
происхождения метеоритов (и планет). Этот факт
можно интерпретировать как следствие того, что ис-
тории образования разных метеоритов радикально от-
личаются друг от друга.
Каждый исследователь, в том числе и автор, отдает
предпочтение какой-нибудь одной концепции, пред-
ставляющейся ему наиболее вероятной, так что чита-
тель должен быть начеку: хотя в книге обычно ука-
заны альтернативные объяснения обсуждаемых фак-
тов, им не всегда уделено должное внимание.
I
КАМНИ С НЕБА
1. Выписка изъ письма фельдмарша-
ла Бориса Петровича Шереметева къ
адмиралу дедору Алексеевичу Головину,
изъ Дерпта 1704 г., писанная черезъ двЪ
недели по заняли Дерпта русскими вой-
сками... «Сего 1юля 20-го числа, за пол-
часа до ночи, было знамея1с небеси, кото-
рое мы всЬ видели: съ востоку высоко
явилось облако или бомба, великое огнен-
ное и летЬло вдоль по небу не малое чи-
сло мимо города Дерпта, съ великимъ ши-
помъ, какъ бы трубка въ бомбы шипЪлз.
И какъ дошла до своего мТста, дала эху;
и тЬмъ мЪстомъ сделался знакъ какъ
дымъ и во образъ змЪи, только безъ голо-
вы, и стало ширить, и, погодя съ четверть,
стрЪлило какъ изъ пушки, а потомъ и изъ
мелкаго ружья была такая же стрельба;
и тотъ знакъ стоялъ до самыя темноты, и
собрался въ одно мЪсто и стал ь кровавъ и
скрылся, а потомъ на городовую стЬну
палъ дымъ, будто пороховой»...
Насколько известно, метеориты падали на Землю
нсегда. Их падение описывали философы Древней
Греции (Анаксагор, Диоген из Аполлонии) и китай-
ские летописцы династии Хань. Скорее всего метеори-
том является и священный черный камень Кааба
и Мекке, которому поклоняются паломники-мусуль-
мане. Метод радиоактивного датирования показал, что
некоторые из найденных метеоритов упали на Землю
более 10 000 лет назад*).
*) Автор, по-видимому, имеет в виду каменные метеориты.
। ргди немногочисленных, но более прочных железных метеори-
|<>н ncipenaiorcii упавшие более 100 тысяч лет назад.—Прим.ред.
12
1. Камни с неба
Анаксагор и другие древние авторитеты считали
метеориты небесными телами, которые каким-то обра-
зом сорвались с небесной тверди и упали на Землю.
Однако на протяжении многих последующих веков
эта точка зрения не находила признания. Схоласты
или просто не верили в то, что камни могут падать
с неба (ведь очевидцами были, как правило, негра-
мотные крестьяне), или изощрялись в попытках объ-
яснить их как земное явление.
«Не разумнее ли предположить, — писал Бингли,—
что все субстанции, которые выпадали из атмосферы
как в прошлом, так и теперь, представляют собой не
что иное, как песок, или что-нибудь вроде того, что
находится на дне озер и больших рек, на дне морей,
и возникли естественным образом при мощном воз-
действии или притяжении облаков? Но было бы ба-
нальным говорить, что облака часто бывают над вод-
ными резервуарами, из которых они обычно захваты-
вают огромные количества своего вещества, а вместе
с ним, без сомнения, и субстанции, лежащие в основе
всех вещей... Не вызывает сомнений, что потоки, кото-
рые поднимаются с облаками, иногда бывают про-
зрачны как кристалл, а в другое время мутны и ту-
манны. Во втором случае может статься, что эти суб-
станции сконцентрируются под действием какого-то
необычного сотрясения атмосферы и вернутся на Зем-
лю» [3].
В самом конце XVIII в. в печати появились много-
численные сообщения о падении нескольких метеори-
тов. Это вызвало живой интерес к «камням, выпадаю-
щим из облаков». Немало людей брались объяснить
это явление. Ярким примером может служить Бингли.
Но был среди них человек, который обладал гораздо
более ясными представлениями о метеоритах, — не-
мецкий юрист и физик (занимавшийся акустикой)
Э. Ф. Хладни. Он написал небольшую книгу [4], оза-
главленную «О железной массе, найденной в Сибири
профессором Палласом, и о других массах подобного
рода, с некоторыми соображениями, касающимися их
связи с определенного рода естественными феномена-
1. Камни с неба
13
ми», которая вышла в 1794 г. *). В своей книге Хладни
доказывал, что эти железные массы представляют со-
бой не что иное, как остатки болидов (в одном случае
такая железная масса была найдена сразу же после
яркого болида, наблюдавшегося в атмосфере), что
они неземного происхождения, что это странствующие
в космосе куски межпланетной материи, — возможно
осколки разрушенной планеты, — упавшие на Землю.
Он высказал верную догадку, что после вторжения
в атмосферу такой объект в результате трения о воз-
дух нагреется настолько сильно, что будет ярко све-
титься и плавиться, порождая явление болида. В бо-
лее поздней работе (1799) Хладни обобщил эту кон-
цепцию и на каменные метеориты.
Хладни предполагал, что атмосферное трение при-
водит к полному плавлению метеоритов и является
причиной отчетливо выраженных следов плавления у
исследованных масс. Теперь мы знаем, что это невер-
но. Метеориты подвергаются нагреву так недолго, что
лишь небольшое количество тепла успевает проник-
нуть в их внутренние слои. Поэтому метеориты в мо-
мент находки никогда не бывают «раскалены докрас-
на», и только самый наружный слой их, толщиной
в сантиметр или еще меньше, обнаруживает какие-то
следы термического воздействия. Поверхность метео-
ритов действительно плавится во время их полета в ат-
мосфере, но расплавленное вещество срывается, едва
успев образоваться, и оставляет на метеорите лишь
следы капелек (рис. 1.1).
Идея Хладни о внеземном происхождении метеори-
та была весьма радикальной, и он не сразу решился
опубликовать ее, боясь насмешек. Но, по-видимому,
время для нее уже назрело, и в течение последующего
десятилетия она завоевала всеобщее признание. [Во
всяком случае, в Европе. Том Джефферсон придержи-
вался, как видно, другого мнения: в 1808 г., узнав из
сообщения Силлимана и Кингсли, иелских профессо-
ров, о падении метеорита Weston в штате Коннектикут
•) Э. Ф. Хладни состоял членом-корреспондентом Петербург-
ской Академии наук; книга была издана в Риге. — Прим, перев.
14
/. Камни с неба
Рис. 1.1. Общий вид небольшого метеорита La Fayette (штат
Индиана, США) с хорошо развитой ориентированной формой и
корой плавления. На нем сохранились струйки расплавленного
каменистого вещества, разбегающиеся от вершины конуса (центр
фотографии). Диаметр около 10 см (Музей естественной истории
Филда в Чикаго).
(США), он заявил: «Легче поверить в то, что про-
фессора-янки лгут, чем в то, что камни могут падать
с неба».]
ОРБИТЫ МЕТЕОРИТОВ
Лишь сравнительно недавно стало кое-что известно
о тех траекториях, по которым движутся метеориты
в космическом пространстве до того, как встретятся
Орбиты метеоритов
15
(' Землей. Если траектория и скорость метеорита в зем-
ной атмосфере известны с достаточной точностью, то
можно проследить его путь в межпланетном простран-
стве, т. е. определить орбиту. Раньше все, что удава-
лось сделать в этом направлении, — это побеседовать
с очевидцами яркого болида (с возможно большим
числом очевидцев и как можно более удаленными друг
от друга), прося их указать видимый путь болида и
оценить продолжительность свечения. Тщательный
анализ и сопоставление между собой бесчисленных со-
общений подобного рода позволяют оценить атмо-
сферную траекторию болида и орбиту. Очевидно, что
неверные сообщения, а то и выдумки очевидцев при-
носят огромный вред, и орбиты получаются с низкой
точностью. Три лучшие орбиты, найденные по визу-
альным наблюдениям, показаны на рис. 1.2.
Дополнительную информацию об орбитах дает фо-
тографическое изучение метеоров. Метеоры — это сла-
бые «падающие звезды», которые вспыхивают высоко
в атмосфере, когда маленький комочек межпланетного
вещества (метеорное тело) встречается с Землей. Те
метеоры, которые изучаются фотографическим мето-
дом, порождаются объектами с массой от 0,1 до 1 г.
Метеорные тела — это не просто маленькие метеори-
ты: огромное большинство их является весьма рых-
лыми объектами с низкой плотностью (~0,25 г!см3
но сравнению с плотностью каменных метеоритов
~ 3,6 г!см3) и, по-видимому, представляет собой ча-
стицы кометных обломков*). Однако иногда реги-
стрируются метеорные тела с высокой плотностью
(различие в плотности может быть оценено по их пове-
дению в атмосфере), и можно думать, что они как по
строению, так и по происхождению не отличаются от
больших метеоритов. На рис. 1.2 показаны орбиты че-
тырех таких объектов. Спектр одного из них показал,
что объект состоял из железа. Но найти на поверхно-
*) Возможно, что метеорные тела обладают и не столь низ-
кой плотностью, но имеют структурные особенности (хрупкость,
пористость), обусловливающие своеобразие их поведения в атмо-
сфере. — Прим, перев.

Орбиты метеоритов
17
ini Земли такие мельчайшие частицы, конечно, не-
возможно.
В 1959 г. по счастливой случайности над фотогра-
фическими метеорными камерами базисных станций
Чехословакии пролетел яркий болид (метеорит). Он
упал недалеко от небольшого города Пржибрам близ
Праги. Камеры предназначались для систематической
регистрации весьма слабых метеоров в верхней атмо-
сфере, но, конечно, они сфотографировали и полет ме-
теорита Pribram. Изучение негативов позволило с боль-
шой точностью вычислить орбиту этого камня (рис. 1.2).
Недавно была предпринята попытка систематиче-
ского фотографирования болидов, порожденных объ-
ектами, достаточно крупными для того, чтобы достиг-
нуть поверхности Земли. Это позволяет определять их
орбиты и точки падения, т. е. специально делать то,
что с метеоритом Pribram оказалось случайным. Та-
кой попыткой является Прерийная сеть Смитсониан-
ской астрофизической обсерватории — система из
К) станций с автоматическими камерами, размещен-
ная в равнинных штатах США (рис. 1.3), где легче
всего найти выпавшие метеориты. Прерийная сеть на-
чала функционировать в 1964 г.*). С тех пор были по-
лучены орбиты для четырех объектов, которые, ве-
роятно, были метеоритами **), и для одного истинного
*) Аналогичная болндная служба в настоящее время дей-
( |цуст, кроме того, на территории Чехословакии, ФРГ и Кана-
лы. — Прим, персе.
** ) Судя по их размерам (яркости) и прочности (они были
достаточно прочными для того, чтобы породить гул в атмо-
<фсре). Однако после падения найти их не удалось.
Рис. 1.2. Гелиоцентрические орбиты плотных метеорных объек-
юп. Слева — орбиты метеоритов-находок. Точно определены
ю.п.ко орбиты метеоритов Pribram и Lost City (/= 12°,0; внут-
ренняя пунктирная линия). Справа — орбиты метеоров, сфото-
графированных во время полета в атмосфере. Орбиты метеоров
но наблюдениям Прерийной сети показаны сплошными линиями.
Все орбиты показаны в двух измерениях с одинаково ориенти-
рованными большими осями. Читатель должен представлять себе
1ЛЛ11НСЫ, наклоненные к плоскости чертежа под углом i. Указаны
положения Солнца (С), Меркурия (М), Венеры (В')\ Земли (3),
Марса (М) и пояса астероидов (полоса точек).
18
1. Камни с неба
Рис. 1.3. Расположение станций Прерийпой сети фотографирова-
ния болидов Смитсонианской астрофизической обсерватории.
метеорита, который упал и был найден вблизи Лост-
Сити (штат Оклахома, США) в январе 1970 г. (рис. 1.2).
Орбиты, представленные на рис. 1.2, свидетельст-
вуют о двух фактах. Во-первых, все эти объекты
двигались по эллиптическим орбитам; значит, метеори-
ты — члены солнечной системы. Пришельцы из меж-
звездного пространства описывали бы параболические
или гиперболические орбиты. Во-вторых, метеориты
обнаруживают тенденцию уходить довольно далеко от
Солнца: афелии их орбит обычно лежат в поясе
астероидов, между орбитами Марса и Юпитера. Этот
факт как будто подтверждает теорию, которая полу-
чила широкое распространение еще до определения
орбит метеоритов, а именно, что источником метеори-
тов являются астероиды.
МЕТЕОРИТЫ ИЗ ПОЯСА АСТЕРОИДОВ
Астероиды — это маленькие твердые тела, подав-
ляющее большинство которых движется между орби-
тами Марса и Юпитера. Наибольший астероид — Це-
Метеориты из пояса астероидов
19
ргр<|--имеет диаметр 770 км. Существует около
10000 астероидов поперечником более 10 км и, ве-
роятно, 100 000 000 000 000 (очень грубая оценка) —
поперечником более 1 м. Однако, несмотря на колос-
сальное число, общая масса всех астероидов состав-
ляет только ~ 3% массы Луны. Астероиды видны на
ночном небе как слабые светящиеся точки, но тем не
менее мы можем сказать, что многие из них, вероятно,
имеют неправильную, обломочную форму. Это следует
in того, что их яркость периодически изменяется, воз-
растая и вновь падая за несколько часов. Логично
предположить, что мы наблюдаем по очереди осве-
женные грани вращающихся угловатых объектов —
сначала широкую грань, потом узкое ребро, снова
широкую грань и т. д.
Надежно определены орбиты 1660 астероидов. По-
давляющее их большинство находится в пределах
пояса астероидов, между Марсом и Юпитером. Но не-
которые астероиды (34 вычисленные орбиты) пересе-
кают орбиту Марса и сильно сближаются с нами,
а совсем немногие (8 орбит) пересекают не только ор-
бпту Марса, но и Земли. К последним относится Гер-
мес, который прошел однажды на расстоянии всего
НПО 000 км от Земли (это примерно двойное расстоя-
ние Земля — Луна).
Можно думать, что в прошлом астероидов было
к>раздо меньше, может быть 10—100 тел. Время шло,
астероиды сталкивались друг с другом, дробились, и
умоватые глыбы, рассеявшись в межпланетном про-
<чрапстве, образовали пояс астероидов. Осколки не-
правильной формы и должны менять свою яркость,
(’(•ли они вращаются и кувыркаются, двигаясь в про-
< । рапстве между планетами. Несколько самых крупных
амероидов, которые мы наблюдаем и сегодня, могли
п бежать серьезных разрушений, но более мелкие
1лыбы и камни почти наверняка представляют собой
лишь осколки более крупных тел, уже давно пол-
ностью разрушенных.
Орбиты астероидов (и планет вообще) не остаются
||гп:Лисниыми. При столкновениях астероиды откло-
няются, подобно биллиардным шарам. А если один
20
1. Камни с неба
объект проходит очень близко от другого, обладаю-
щего большей массой, то поле тяготения последнего
изменяет путь меньшего объекта, сказываясь на ха-
рактере его орбиты. Сильно возмущает орбиты асте-
роидов Марс. Астероиды, пересекающие орбиты Мар-
са и Земли, скорее всего были прежде членами пояса
астероидов, но после возмущений со стороны Марса
перешли на современные орбиты.
Кроме восьми известных астероидов, пересекающих
орбиту Земли, должно быть еще огромное число
подобных же мелких фрагментов, недостаточно круп-
ных для того, чтобы их можно было увидеть. Посколь-
ку орбиты астероидов (хотя и незначительно) ме-
няются, это должно время от времени приводить к
столкновениям с Землей астероидных объектов. Такие
объекты, если их удается найти после столкновения,и
представляют собой метеориты. Таким образом, по
крайней мере некоторые из выпадающих на Землю ме-
теоритов должны иметь астероидное происхождение.
МЕТЕОРИТЫ ИЗ ДРУГИХ источников
Картина, описанная выше, не совсем удовлетвори-
тельна. Столкновения между астероидами происходят
в наиболее «густонаселенном» поясе астероидов, и
вполне возможно, что при этих столкновениях асте-
роиды дробятся на сравнительно мелкие осколки, ко-
торые попадают к нам в виде метеоритов. Однако рас-
четы показали, что столкновения не могут быть ответ-
ственны за превращение орбит этих фрагментов из
типично астероидных, лежащих за пределами Марса,
в орбиты, которые проходят вблизи Земли. Столкно-
вения же, достаточно мощные для того, чтобы вы-
звать требуемое изменение орбит, должны были бы
привести к полному разрушению фрагментов. Причи-
ной изменения орбит, создающего возможность выпа-
дения астероидных осколков на Землю, должны быть
гравитационные возмущения со стороны Марса, упо-
минавшиеся выше.
Но здесь возникают затруднения: процесс измене-
ния орбит под действием возмущений происходит мед-
Метеориты, из других источников
21
.'K'iiiio (насколько медленно, мы можем оценить, про-
< доживая с помощью электронных вычислительных
Мишин историю движения большого числа гипотети-
ческих тел, движущихся между Марсом и Юпитером),
к изотопные исследования (гл. 4) свидетельствуют
о том, что между столкновениями (в поясе астерои-
дов), разбившими астероиды на фрагменты, доста-
ючно мелкие для пронизывания их космическими
|учами, и между захватом их Землей прошло сравни-
|слыю короткое время — всегооколо 10 млн. лет. Дру-
। ими словами, среднее время перехода тел из пояса
астероидов к Земле под действием возмущений пред-
< iявляется несовместимым с космическими возрастами
мг георнтов.
Па основании этого можно предположить, что
и действительности метеориты попали к нам не из
пояса астероидов. Несколько лет назад обсуждалась
по1можность того, что метеориты могут быть оскол-
ками Луны, выброшенными с нее во время удара ас-
н‘роида или кометы. Однако это предположение опро-
вергается результатами изучения лунных образцов, до-
( 1авленных «Аполлоном-11» (гл. 8). Лунное вещество
вс похоже на вещество метеоритов.
Другая идея, высказанная Эпиком (обсерватория
Арма, Северная Ирландия), заключается в том, чго
метеориты (а также те объекты, которые мы относим
к классу астероидов, пересекающих земную орбиту)
। епетически связаны не с астероидами, орбиты кото-
рых лежат за пределами орбиты Марса, а с коме-
н|ми. Ядра комет представляют собой, по-видимому,
агрегаты из льдов и каменистых веществ. Возможно,
впоследствии лед испаряется, а каменистые остатки
продолжают двигаться по орбитам, пересекающим
icMiiyio, и выглядят как астероиды, а отдельные их
фрагменты иногда захватываются Землей в виде
метеоритов.
Трудность, возникающая при таком подходе, за-
ключается в том, что большинство метеоритов, по-ви-
/шмому, подвергалось в течение миллионов лет воз-
действию высоких температур, в то время как ядра
комет, согласно современным представлениям, были
1. Камни с неба
Рис. 1.4. Аризонский метеоритный кратер — рана на поверхности
Земли диаметром более 1 км — образован при падении железного
метеорита в доисторические времена. В пустыне, окружающей
кратер, найдены тысячи осколков метеорита общим весом более
30 т (фотография ВВС США).
покрыты льдами со времен формирования солнечной
системы и, следовательно, никогда не были сильно
нагреты. Таким образом, связать метеориты с коме-
тами не представляется возможным. Самое лучшее,
что можно предположить, — что метеориты являются
обломками астероидов, хотя и непонятно, как они по-
пали на -Землю.
Каков бы ни был источник метеоритов, они втор-
гаются в атмосферу со скоростями от 10 до 20 кл^сек.
Небольшие метеориты настолько сильно тормозятся
сопротивлением воздуха, что, достигая поверхности
Земли, обычно не производят разрушений. Но чем
крупнее метеориты, тем меньше тормозит их атмо-
сфера. Метеорит весом более ~100 т оказывается на-
Метеориты из других источников
23
много массивнее, чем столб воздуха, с которым он
сталкивается на своем пути сквозь атмосферу, и его
скорость не может значительно измениться. У та-
кого метеорита кинетическая энергия в момент паде-
ния оказывается огромной — порядка 20 кдж/г (срав-
ните это с химической энергией нитроглицерина —
6,6 кдж!г). Его взрыв должен быть подобен взрыву
атомной бомбы. К счастью, Земля крайне редко встре-
чается с такими огромными телами. Единственный
взрыв, происшедший на памяти человека, случился на
реке Подкаменной Тунгуске (Сибирь) в 1908 г. При-
мерно 35 образований на поверхности Земли с разной
степенью уверенности можно классифицировать как
древние метеоритные взрывные кратеры. Среди них
выделяется Аризонский метеоритный кратер диамет-
ром 1,2 км и глубиной 140 м (рис. 1.4).
Термин «метеорит» возник из древнегреческого
слова meteora («явление в воздухе»). В соответствии
с нашими лучшими оценками на Землю ежегодно па-
дает что-то около 500 метеоритов (размером с кулак
или больше), но всего лишь нескольким из них (10—
20 в год) выпадает счастье не затеряться и окончить
свой путь в коллекциях музеев. К настоящему вре-
мени эти коллекции насчитывают около 700 метеори-
тов, падения которых наблюдались (падения) и еще
900 случайно найденных на поверхности Земли (на-
ходки). Каждому метеориту дается название по месту
падения или находки. Поэтому среди них встречается
немало удивительно экзотических названий на непо-
нятных языках,
2
ИЗ ЧЕГО ОНИ СОСТОЯТ?
Снаружи каждый камень, который был
найден вблизи Сиенны и который, как выясни-
лось, выпал из облака, был черным, остекло-
ванным совсем недавно, и имел признаки силь-
ного нагрева; если такой камень расколоть, то
внутри он оказывается светло-серого цвета
с темными пятнами, с немногими блестящими
частицами, которые, как оказалось после изу-
чения, являются пиритами.
Г а мильтон [5]
Когда люди начали более серьезно относиться
к утверждениям о том, что некоторые камни действи-
тельно упали с небес, они стали изучать их более вни-
мательно. Первое подробное описание физических
свойств метеоритных камней было сделано в 1802 г.
английским химиком Эдвардом Говардом и француз-
ским графом, бывшим офицером, высланным в Англию
после революции, Жаком де Бурноном*). Они полу-
чили образцы камней, только что выпавших вблизи
Сиенны (Италия) и вблизи Волд-Котедж (Англия),
а также осколки метеоритов из Индии и Богемии. Все
четыре образца оказались очень похожими друг на
друга. Они состояли из серого гранулированного ка-
менистого вещества. Можно было различить частицы
нескольких видов, вкрапленные в него; одни из них —
блестящие желтоватые кристаллы — отметил Гамиль-
тон [5]. Он предполагал, что это пириты (FeS2). Де
Бурнон [6] указал на присутствие частиц еще двух
видов:
«Одно из этих веществ содержится в большом оби-
лии в виде маленьких частиц, одни из которых пред-
*) В 1807 г. профессор физики Харьковского университета
Афанасий Стойкович выпустил исчерпывающую по собранному
в ней фактическому материалу монографию о метеоритах. В 1819 г.
в Петербурге вышла книга химика И. Мухина, в которой, помимо
описания метеоритов, приводились данные об их химическом со-
ставе. — Прим, пере в.
2. Из чего они состоят?
25
Рис. 2.1. Осколок хондрита Ankober (Эфиопия), ha отполиро-
ванной поверхности распила видна внутренняя структура. Равно-
мерно рассеянные белые пятна неправильной формы — зерна ни-
келистого железа и сульфида железа, обладающие крайне высо-
кой отражательной способностью. Не бросающиеся в глаза струк-
туры округлой формы, серые, с разной степенью черноты —
хондры. Все это находится в серой силикатной матрице (Смитсо-
нианская астрофизическая обсерватория).
ставляют собой правильные шарики, другие имеют не-
сколько удлиненную или эллиптическую форму. Их
размеры весьма различны — от булавочной головки
до горошины или что-то вроде этого. Правда, некото-
рые из них достигают больших размеров. Цвет этих
маленьких шариков серый, иногда с сильным коричне-
вым оттенком, и все они совершенно непрозрачны. Они
легко раскалываются в любом направлении. Изломы
раковистые, обнаруживают тонкую, сглаженную, плот-
ную структуру, слегка блестящие, в какой-то степени
похожи на эмаль. Их прочность такова, что будучи
прижаты к стеклу, они не оставляют на нем почти
никаких следов; этого достаточно, чтобы они утратили
свою глянцевитость, но недостаточно, чтобы их разда-
вить; под ударами стальных предметов возникают
искры.
26
2. Из чего они состоят?
[Другое вещество] состоит из мелких частичек же-
леза, находящихся в чисто металлическом состоянии;
они легко куются. Эти частички придают всей массе
камня свойство притягиваться к магниту; однако они
содержатся в меньшем количестве, чем частицы пири-
та, описанные выше. Если измельчить кусок камня
как можно тщательнее и с помощью магнита отделить
частички железа, то окажется, что они составляют
около 2/юо всего камня по весу».
Говард выделил большое количество металличе-
ских зерен и подверг их химическому анализу. Он по-
лучил, что они представляют собой смесь, или сплав,
железа и никеля. Никелистое железо и мелкие сфери-
ческие тела, отмеченные де Бурноном, встречаются
только в метеоритах (рис. 2.1) и служат надежным
критерием отличия их от всех земных горных пород.
ТИПЫ МЕТЕОРИТОВ
Существуют разные виды метеоритов — каменные
метеориты, железные и железо-каменные*)- Но чем
больше метеоритов собирается в коллекциях крупных
музеев мира, тем яснее становится, что подавляющее
их большинство — около 85% наблюдавшихся при па-
дении— это каменные метеориты, подобные описан-
ным Говардом и де Бурноном. Некоторым читателям
это может показаться странным: многие представляют
себе метеориты в виде огромных масс никелистого
железа — именно их они видели в музеях. Однако му-
зейные коллекции содержат непропорционально боль-
шое количество железных метеоритов просто потому,
что их легче найти, чем каменные. Железные метео-
риты привлекают к себе внимание благодаря боль-
шому весу, тогда как каменные метеориты теряются
среди очень схожих земных пород. Вот почему в му-
зеи гораздо чаще попадают крупные, вызывающие
удивление железные метеориты. Однако если опереть-
ся на статистику тех метеоритов, которые наблюда-
*) В старой литературе их называли соответственно аэроли-
тами, сидеритами и сидеролитами.
Хондриты под микроскопом
27
Каменные:
хондриты 85,7 °/0
Железные: 5, 7 7О
Каменные:
ахондриты 7,1%
Железо-
каменные: 1,5 °/
Р и с. 2.2. Соотношение хондритов, ахондритов, железо-каменных
и железных метеоритов среди падений.
лись при падении, и исключить случайно найденные
на поверхности Земли (или в грунте), то железных
метеоритов окажется сравнительно мало (рис. 2.2).
Когда Густав Розе в 1864 г. составил каталог ме-
теоритов коллекции Берлинского университета, он на-
звал метеориты того типа, что описал де Бурнон,
хондритами. Название это он образовал от древнегре-
ческого слова chondros, означающего «пшеничное зер-
но», как напоминание о мелких круглых частицах, ха-
рактерных для этих камней. Сами эти частицы стали
называться хондрами.
Не все каменные метеориты являются хондритами.
Сравнительно небольшое их число совсем не похоже
на хондриты ни по составу, ни по структуре. Большей
частью они очень сходны с земными изверженными
горными породами и не содержат ни хондр, ни нике-
листого железа. Все такие камни называются ахонд-
ритами.
ХОНДРИТЫ под микроскопом
Давайте сосредоточим внимание на основном клас-
се метеоритов — хондритах. Большой вклад в их изу-
чение сделал Сорби. У истоков метеоритики его имя
стоит рядом с именем Хладни. Англичанин Генри
Клифтон Сорби был незаурядным человеком и
28
2. Из чего они состоят?
посвятил свою долгую жизнь исследованиям в разных
областях науки, главным образом в геологии.
Еще одной областью, привлекавшей его интересы,
была оптика. В молодости у Сорби возникла мысль,
что изучение горных пород под микроскопом принесло
бы геологии несомненную пользу. Он доказал, что
изучение под микроскопом в проходящем свете тон-
ких прозрачных шлифов горных пород дает неизме-
римо больше, чем рассматривание грубых поверхно-
стей излома. Таким методом можно буквально загля-
нуть внутрь породы, детально изучить мельчайшие
кристаллы минералов и характер их объединения
в целое. Первый шлиф породы Сорби приготовил
в 1849 г., когда ему было всего 23 года, открыв тем
самым целую новую область науки — микроскопиче-
скую петрографию. Свои прозрачные шлифы Сорби
изготовлял путем трудоемкого процесса шлифования
вручную. Образец шлифуется с одной стороны и с по-
мощью канадского бальзама приклеивается отшлифо-
ванной стороной к предметному стеклу. Затем обра-
зец постепенно сошлифовывается с другой стороны
до тех пор, пока не останется слой всего около 0,03 мм
толщиной, приклеенный к стеклу. При такой толщине
шлифа все силикатные минералы, входящие в его со-
став, становятся совершенно прозрачными. (Тонкие
шлифы и сейчас изготовляют примерно таким же спо-
собом, лишь несколько механизированным.)
В 1860-х годах, после изучения бесчисленных тон-
ких шлифов земных горных пород, Сорби обратился
к хондритам. Он первым увидел их сложную внутрен-
нюю структуру (рис. 2.3) и удивительно разнообраз-
ный узор соединения кристаллов в хондрах. Сорби
сразу же решил, что хондры по характеру напоми-
нают изверженные земные породы, а значит, они ко-
гда-то были горячими каплями расплавленных пород:
«...форма и структура многих зерен совершенно
не похожи на то, что мне приходилось когда-либо
раньше видеть в земных породах, и свидетельствуют
о весьма своеобразных физических условиях. Так, не-
которые представляют собой почти сферические капли
самого настоящего стекла с кристаллами внутри,
Хондриты под микроскопом
29
Рис. 2.3. Вид под микроскопом тонкого шлифа хондрита Tie-
schitz (Чехословакия). Сравнительно прозрачные минералы вы-
глядят светлыми, непрозрачные вещества — темные. Видно, что
метеорит представляет собой агрегат округлых структур. Это
хондры, которые были когда-то каплями «огненного дождя».
иногда рассеянными беспорядочно, иногда распола-
гающимися на поверхности и направленными ради-
ально внутрь; они кажутся девитрифицированными
стеклянными шариками, очень похожими на выдутые
искусственно.
Образования, очень похожие на метеоритные ша-
рики, иногда встречаются в искусственных продуктах.
Если направить сильную струю горячего воздуха или
пара в расплавленный остеклованный доменный шлак
и разбрызгать его, то, если шлак был достаточно го-
ряч, образуются отдельные шарики без хвостиков, по-
добные метеоритным...
...расплавленные шарики с хорошо выраженными
границами не могут образоваться в массе породы,
сдавливающей их со всех сторон, и поэтому я предпо-
лагаю, что по крайней мере некоторые из частиц,
30
2. Из чего они состоят?
входящих в состав метеоритов, первоначально были
самостоятельными остеклованными шариками, подоб-
ными каплям огненного дождя» [7].
Сорби считал, что условия, господствующие на по-
верхности Солнца, почти в точности соответствуют тем,
которые необходимы для образования огненного
дождя из хондр, и полагал, что хондриты могут быть
частицами самого Солнца, извергнутыми из протубе-
ранцев. Но возможно и другое: они могут быть агло-
мератами «...остатков космического вещества, не
объединившегося в планеты, образовавшегося в усло-
виях, сходных с теми, которые теперь существуют
лишь вблизи солнечной поверхности, но когда-то про-
стирались гораздо дальше от нее» [7].
Нельзя не восхищаться проницательностью Сорби
и его способностью осознавать значение того, что
он видел, особенно теперь, когда столетие спустя мы
пришли к тем же идеям, которые высказывал он.
Сорби следует простить наивную мысль о том, что
хондриты могли быть «кусочками Солнца»: в течение
первой половины XIX в. была широко распространена
концепция сэра Джона Гершеля о том, что Солнце
представляет собой твердое, холодное, сходное с Зем-
лей тело, окутанное сравнительно тонким слоем до-
бела раскаленных газов. Уже после 1860-х годов
(когда Сорби проводил эти исследования) астрономы
начали (а мы продолжаем) понимать, что Солнце це-
ликом состоит из газов.
Заметим также, что Сорби, распространив свои
микроскопические исследования на железные метео-
риты, создал еще одну новую область науки —метал-
лографию.
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ХОНДРИТОВ
До сих пор мы не касались состава хондритов. Ана-
лиз горных пород —дело трудное, а анализ хондри-
тов труден вдвойне, потому что они состоят не только
из силикатов, но еще и из сульфидных и металличе-
ских минералов. Первые грубые и неполные анализы
хондритов были выполнены химиками XVIII в., в том
Химический состав хондритов
31
числе знаменитым Антуаном Лавуазье, но ни одного
достаточно хорошего анализа не появилось вплоть до
1870 г. Даже теперь анализы хондритов, выполненные
старыми химическими методами, следует отнести ско-
рее к области искусства, а не науки, и только ана-
лизы, проводимые горсткой людей под руководством
Виика (Геологическая служба Финдляндии), выпол-
няются настолько искусно, что им можно доверять
безоговорочно*). Анализ Виика метеорита Richardton
(штат Северная Дакота, США), являющегося типич-
ным хондритом, дает:
Каменистое вещество, вес. % Металлические зерна
вес. %
SiO2 MgO FeO А12О3 СаО Na2O Сг2О3 р2о5 Н2О МпО с К2о TiO2 34,3 Fe 18,3 22,2 Ni 1,6 9,9 Со 0,1 2,6 20,0 1,4 1,0 г Сульфидные зерна, вес. % £ 0,4 6>0 0,2 0,1 0,1 73,5
Анализ серого каменистого вещества, из которого
в основном состоит хондрит, представлен здесь по со-
держанию окислов, а не химических элементов (на-
пример, SiO2, а не Si). Так принято в анализах горных
пород и керамическом производстве. В горных поро-
дах металлы встречаются лишь в связанном с кисло-
родом состоянии, но обычно не в виде простых окис-
лов, а сложных систем (минералов), в состав которых
входит несколько различных металлов.
*) В нашей стране не менее надежные анализы хондритов
проводятся М. И. Дьяконовой и В. Я. Харитоновой в Комитете
по метеоритам АН СССР по специальной методике. — Прим. ред.
32
2. Из чего они состоят?
Представление анализов таким способом наглядно
показывает, что железо встречается в хондритах в трех
различных формах. Часть в виде FeO концентрируется
в силикатных минералах; другая часть в виде Fe —
в зернах никелистого железа; некоторое количество
железа присутствует в сульфидных минералах (FeS).
Но существуют и другие способы представления ре-
зультатов анализа. Например, мы могли бы вообще
исключить из рассмотрения О, S, С и Н и дать пере-
чень относительного содержания разных металличе-
ских элементов. В этом случае все железо (силикат-
ное, металлическое или сульфидное) будет выражено
одним значением.
По мере того как в XIX в. появлялось все больше
хороших анализов хондритов, становилось очевидным,
что по содержанию металлов хондриты весьма сходны
друг с другом, а может быть, и идентичны. Казалось,
что они различаются только разной степенью окисле-
ния железа. Некоторые хондриты содержат больше
металлического железа Fe и меньше окисленного FeO
(в этом случае минералы силикатов бедны железом).
В других случаях наблюдается обратное явление —
меньше металлического железа Fe и больше FeO. Это
соотношение впервые было установлено шведским хи-
миком Норденшельдом в 1878 г. на основании лучших
анализов девяти хондритов*). Норденшельд пришел
к заключению, что все хондриты должны были обра-
зоваться из одного и того же первичного вещества,
однородного по составу, в котором все железо перво-
начально было полностью окислено. В отдельных ча-
стях этого вещества восстановление FeO**) происхо-
дило в разной степени, так что в одних случаях большая
*) Английский химик и минералог Прайор установил анало-
гичное соотношение в 1916 г. Оно широко известно как «правило
Прайора».—Прим. ред.
*♦) Восстановление означает процесс отбирания кислорода
у соединения (для наших целей этого определения достаточно).
Примером реакции восстановления может служить промышлен-
ный процесс получения железа:
Fe2O3 4- ЗС —► 2Fe 4- ЗСО
Железная руда Уголь Доменный чугун Окись углерода
(улетучивается)
Химический состав хондритов
33
часть FeO превращалась в металл, а в других — оста-
валась окисленной. Эта идея казалась весьма привле-
кательной; в XX в. ее приняло большинство исследо-
вателей.
Теперь мы знаем, что хондриты неодинаковы по
составу и не могли образоваться из одного и того же
вещества путем простого восстановления. У хондри-
тов различна не только степень окисления, но и абсо-
лютное обилие железа. Улучшение методики анализов
сделало это очевидным. Указанные различия иллю-
стрируются рис. 2.4. Отношение РеМетал/РеОбщ характе-
ризует степень окисления и отражает зависимость,
указанную Норденшельдом. Мерой количества железа
является отношение Fe06iu/Si (в пересчете на нелету-
чие элементы). Именно это отношение выявляет более
принципиальные различия, которые не могут быть
следствием процесса восстановления или окисления.
На рис. 2.4 точки, соответствующие отдельным хон-
дритам, не рассеяны хаотично, а образуют несколько
1,0
Рис. 2.4. Различия в обилии Реобщ/Si и степени окисления
FeMer.aл/Feooщ железа в хондритах на основании химических ана-
лизов 130 хондритов. Эти и другие химические различия позво-
ляют разделить хондриты на пять групп (показаны их контуры).
2 Зак. 980
34
2. Из чего они состоят?
хорошо выраженных сгущений. Мы обсудим эти груп-
пы позднее (гл. 3).
Некоторые из этих групп имеют одинаковые сред-
ние значения РеОбщ/51, и представляется, что группы С
и Н можно получить путем восстановления из одного
вещества, а группы L и LL — из вещества другого со-
става. Но между группами С и Н или L и LL имеются
различия в содержании других металлических элемен-
тов (в пересчете на нелетучие), как, например, Mg/Si,
Na/Si, так что указанные переходы оказываются все-
таки невозможными. По-видимому, каждая группа
хондритов представляет определенную часть планет-
ного вещества, существенно отличающуюся от других.
На все эти важные аспекты химии хондритов указали
Юри и Крейг (Чикагский университет)*).
НЕДИФФЕРЕНЦИРОВАННЫЙ ХАРАКТЕР ХОНДРИТОВ
До сих пор наши утверждения касались примерно
15 наиболее обильных элементов в хондритах. Тща-
тельное изучение микроэлементов впервые было прове-
дено в 1930 г. немецкими химиками — супругами Валь-
тером и Идой Ноддак. Они измерили обилия боль-
шого числа микроэлементов методами оптической и
рентгеновской спектрографии. Анализ микроэлемен-
тов— это еще одна трудная область исследований, и
значения обилий, полученные Ноддаками, не выдер-
жали испытания временем. Однако основной вывод,
к которому они пришли, оказался совершенно пра-
вильным и крайне важным. Это вывод о том, что ме-
теориты имеют более общий состав, чем кора Земли,
т. е. в пределах точности методов, использованных
Ноддаками, метеориты содержат больше различных
элементов (литофильных, халькофильных и сидеро-
фильных), чем земные породы.
*) По данным А. А. Явнеля (Комитет по метеоритам) хонд-
риты по химическому составу делятся не на пять, а на восемь
групп, которые объединяются в три ветви: энстатитовые хонд-
риты двух типов El, ЕП, обыкновенные трех типов Н, L, LL и
углистые трех типов CI, СП и СШ. — Прим. ред.
Недифференцированный характер хондритов
35
Литофильные элементы (такие, как Se, Sr, Rb, Ba,
Ce, Cs, Th, U) —это элементы, которые обнаруживают
значительное сродство с минералами, богатыми кис-
лородом; халькофильные элементы (например, Си, Zn,
Sn, Pb, Ag, Hg, Cd, In) имеют подобное же сродство
с минералами, содержащими серу; наконец, сидеро-
фильные элементы (в частности, Ge, Ga, Ru, Pt, Pd,
Os, Ir, Rh) обычно обнаруживаются там, где есть же-
лезо и никель. Естественные процессы, протекающие
в недрах Земли и на ее поверхности — выветривание,
отложение осадков, метаморфизм, плавление и т. д.,—
обладают резко выраженной тенденцией разделять
или дифференцировать, эти три группы элементов.
В результате горные породы земной коры оказывают-
ся состоящими целиком из литофильных элементов,
халькофильные элементы концентрируются в немно-
гих небольших областях рудных месторождений, а си-
дерофильные элементы в коре почти не содержатся.
Возможно, они концентрируются в ядре Земли, кото-
рое, по мнению многих исследователей, состоит из ни-
келистого железа. В отличие от этого в хондритах
в смеси друг с другом находятся и литофильные, и
халькофильные, и сидерофильные элементы, причем
в иных соотношениях, чем в земной коре. Вероятно,
хондриты в отличие от земных пород не прошли через
химическую дифференциацию, а значит, не подверга-
лись и воздействию тех процессов, которые приводят
к дифференциации (плавление и т. п.); следо-
вательно, они должны были сохраниться неизмен-
ными в основных чертах со времен образования
планет.
Недифференцированный характер хондритов мож-
но лучше всего проиллюстрировать сравнением их со-
става (по химическим определениям) с составом
Солнца (известным из спектральных исследований
Солнечной атмосферы). Можно думать, что Солнце
и планеты образовались из одного и того же сравни-
тельно однородного облака газа и пыли (гл. 6,7), так
что планетное вещество, если оно осталось недиффе-
ренцированным, должно и теперь содержать примерно
то же относительное количество конденсирующихся
36
2. Из чего они состоят?
Ю'г 1 Юг 10ч 10s
Хондриты обыкновенные
Рис. 2.5. Обилия металлических элементов (по отношению к 10б
атомов Si) в обыкновенных хондритах по сравнению с их оби-
лиями на Солнце. Согласие хорошее, но не блестящее. Для мно-
гих существующих расхождений в обилиях можно найти разум-
ные объяснения (гл. 6 и 7). Си на Солнце определяется очень
плохо.
элементов*), что и Солнце. Впервые такое сравнение
было проведено в 1929 г. Генри Норрисом Расселом
(обсерватория Маунт-Вилсон), когда он по спектро-
граммам получил первый анализ солнечной атмосфе-
ры. Рассел нашел, что Солнце по составу довольно
близко к хондритам — гораздо ближе, чем к земным
горным породам.
*) Мы должны исключить из рассмотрения элементы с очень
низкой точкой кипения — Н, Не, О, N и т. д. Температуры ьо
внутренних областях солнечной системы, вероятно, нс могли быть
низки настолько, чтобы эти элементы сконденсировались в период
образования планет. Но если они и были низки тогда, то совре-
менные температуры вблизи Земли и на Земле не позволили бы
хондритам удержать их в обилиях, сравнимых с солнечными.
Недифференцированный характер хондритов
37
..77Л
Рис. 2.6. Обилия металлов в земной коре (дифференцированная
система пород) по отношению к Солнцу. Наблюдается тенденция
к недостатку в коре сидерофильных и халькофильных элементов:
они располагаются выше прямой, наклоненной к осям под углом
45°. Литофильными элементами кора богаче, они расположены
ниже этой прямой (обилие элементов в коре приведено по оцен-
кам Тейлора).
Это сопоставление на основании современных дан-
ных представлено на рис. 2.5 и 2.6. Относительные
солнечные обилия на этих рисунках приведены боль-
шей частью по измерениям Гольдберга, Адлера и Мюл-
лера в Мичиганском университете. Оценки обилий для
метеоритов были получены для 44 конденсирующихся
элементов, для которых были вычислены и солнечные
обилия. На рис. 2.5 Солнце сравнивается с хондри-
тами, на рис. 2.6 — со средним составом земной коры.
38
2. Из чего они состоят?
Обилия для хондритов и горных пород земной коры
усреднены по большому количеству данных, вплоть до
полученных недавно методом нейтронной активации.
Все обилия вычислены по отношению к обилию ато-
мов Si, принятому за 1000 000. На рисунках видно,
что хондритные обилия гораздо лучше согласуются
с солнечными значениями, чем со значениями для
земной коры Согласие между хондритами и Солнцем,
за очень немногими исключениями, очень хорошее.
Исключений мы коснемся позднее.
МИНЕРАЛЫ В ХОНДРИТАХ
Что нам известно о соединениях или минералах,
входящих в состав хондритов? Химический анализ
дает сведения об обилиях различных элементов, но не
содержит информации о том, как эти элементы свя-
заны друг с другом. Высокое содержание SiO2 в хонд-
ритах предопределяет ту особенность, что эти метео-
риты, подобно земным породам, в значительной
степени состоят из силикатных минералов. Минерало-
гические исследования показали, что хондриты состоят
главным образом из оливина и ортопироксена. Оли-
Р и с. 2.7. Содержание минералов в типичном хондрите Richard-
ton. Площади секторов на диаграмме пропорциональны обилиям,
выраженным в весовых процентах.
Минералы в хондритах 39
вин — это твердый раствор фаялита Fe2SiO4 и Mg2SiO4,
причем пропорции этих соединений могут быть лю-
быми. Аналогично ортопироксен представляет собой
раствор ферросилита FeSiO3 и MgSiO3. Состав оли-
вина и ортопироксена выражается в молярных про-
центах фаялита и ферросилита соответственно. Боль-
шинство прозрачных минеральных зерен, видимых
в прозрачном шлифе хондрита (рис. 2.3) как внутри,
так и вне хондр, состоят из этих двух минералов.
В малых количествах хондриты содержат и неко-
торые другие силикатные минералы, в частности по-
левой шпат и диопсид. Содержат они также минералы
металлического никелистого железа (тэнит и кама-
сит), которые были отмечены Говардом, а также суль-
фидный минерал. Последний представляет собой
троилит FeS, а не пирит Fe2S, как думали Гамильтон
и де Бурнон. На рис. 2.7 показано соотношение между
разными минералами в типичном хондрите Richard-
ton. Все эти минералы, за исключением металлических,
широко распространены и в земной коре.
3
РОДИТЕЛЬСКИЕ ТЕЛА МЕТЕОРИТОВ
[Я пришел к выводу, что] метеориты пред-
ставляют собой осколки разрушенной планеты.
И точно так же, как по окаменелым останкам
вымерших животных восстанавливают облик
существ прошедших эпох, можно, изучая ме-
теориты, выяснить строение небесного тела,
породившего эти реликты...
В центре небесного тела, ио-видимому, на-
ходилось ядро из метеоритного железа... Над
ним располагалось железо, содержащее зерна
оливина, как в хорошо известной массе, най-
денной Палласом близ Красноярска. Далее
должны были следовать самые настоящие кам-
ни, сначала содержащие большие металличе-
ские желваки, подобно метеориту Sierra de
Chaco; затем камни со все более мелкими зер-
нами металла, как массы L’Aigle, Aumale, Luce
и Montrejeau; и наконец, камни, совсем ли-
шенные металла, например падения Chassigny
и Juvinas.
Менье [8]
Всегда ли метеориты были небольшими глыбами
или кусками каменистого вещества, странствующими
в межпланетном пространстве — свидетелями сотворе-
ния мира, если только оно было, — или они представ-
ляют собой обломки гораздо больших тел, которые
когда-то существовали? Со времен Хладни последняя
точка зрения почти повсюду стала господствующей.
Есть довольно веские доводы в пользу существования
таких , «родительских тел метеоритов». Особенно убе-
дительные свидетельства дают железные метеориты,
и потому мы рассмотрим их подробнее.
ЖЕЛЕЗНЫЕ МЕТЕОРИТЫ
Железные метеориты почти целиком состоят из
сплошного никелистого железа. Они богаты сидеро-
фильными элементами и почти совсем лишены лито-
фильных. Как могли образоваться подобные тела? Их
Железные метеориты
41
состав крайне своеобразен и совершенно не сходен
с содержанием конденсирующихся элементов на Солн-
це (рис. 2.5), так что железные метеориты не могут
представлять собой образцы первичного твердого ве-
щества, которое когда-то конденсировалось в солнеч-
ной системе. Они должны быть продуктами каких-то
процессов, которые привели к химическому фракцио-
нированию вещества после конденсации.
По-видимому, эту задачу способно решить только
плавление. Предположим, что все первичное твердое
вещество, существовавшее в солнечной системе, имело
один и тот же состав и что некоторая часть никеля и
железа была представлена в нем сплавами металлов
и сульфидными минералами, как у хондритов (гл. 2).
Если бы такое вещество оказалось расплавленным, то
оно образовало бы не единую однородную жидкость,
а две жидкости, не смешиваемые друг с другом. Одна
из них (магма) состояла бы из силикатных соедине-
ний и окислов, а другая — из металлов и сульфидов.
Эти жидкости были бы разделены подобно маслу и
воде. Если плавление происходило в теле, которое ак-
кумулировалось из первичного планетного вещества,
и если это тело было достаточно массивным для того,
чтобы создать ощутимое поле тяготения, то более
плотная, более тяжелая сульфидно-металлическая
жидкость должна была опускаться к центру тела и
постепенно образовывать жидкое ядро. Выше этого
ядра должна была бы плавать, окружая его, легкая
силикатная магма. (Процесс промышленного выплав-
ления железа и других металлов основан именно на
этой тенденции металлических и силикатных распла-
вов отделяться друг от друга.) Жидкость в ядре по
составу должна быть сходной с железными метеори-
тами. Остывание и кристаллизация всей системы вме-
сте с разрушительными взаимными столкновениями,
происходящими в космическом пространстве, в конце
концов образовали бы осколки ядра, обладающие
свойствами железных метеоритов.
/Большинство железных метеоритов обладает уди-
вительно своеобразной структурой. Если отшлифован-
ную и отполированную поверхность метеорита
42
3. Родительские тела метеоритов
Рис. 3.1. Видманштеттеновы фигуры в железном метеорите Ed-
monton (штат Кентукки, США). Системы полос — камаситовые
балки, параллельные поверхностям октаэдра (схематически изо-
браженного ниже). Поверхность образца рассекает октаэдр почти
параллельно одной из его граней. Включение неправильной фор-
мы в правой части метеорита состоит из шрейберзита (Fe, Ni)3P
(Смитсонианская астрофизическая обсерватория).
протравить разбавленной кислотой (рис. 3.1), эта
структура проявляется в виде так называемых видман-
штеттеновых фигур (в честь Канта Алоиса де Видман-
штеттена, директора императорского фарфорового за-
вода в Вене, который первым наблюдал их на желез-
ном метеорите в 1808 г.). Видманштеттеновы (фигуры
образуются системой параллельных пластин из сплава,
с низким содержанием никеля (6—7% Niy так назы-
ваемого" камасита. уТюбой желёзный-метеорит содер-
жит четыре системы таких пластин, пересечения кото-
piBrx-друг с другом образуют сложный узор. «Системы
пластин располагаются параллельно четырем плоско-
стям— граням октаэдра (рис. 3.1); и потому желез-
ные метео_р.иты, обладающие видманштеттеновой
структурой, называются октаэдритами.
Железные метеориты
43
Расстояние,мям
Рис. 3.2. Вверху — вид под микроскопом видманштеттеновых фи-
гур в октаэдрите Anoka в отраженном свете. Темные области
плессита окружены тонкой каемкой тэнита и разделены широ-
кими светлоокрашенными балками камасита. Внизу профиль, по-
лученный способом электронного микрозонда в направлении РР'9
показывающий вариации содержания Ni [9].
Пространство между пластинами камасита запол-
нено веществом с высоким содержанием никеля: спла-
вом тэнита (30—50% Ni) и плесситом, обычно пред-
ставляющим собой весьма тонкозернистую смесь
44
3. Родительские тела метеоритов
камасита и тэнита. Распределение никеля поперек
видманштеттеновых фигур лучше всего демонстри-
руется с помощью разрезов, полученных методом
электронного микрозонда*) (рис. 3.2). Они показы-
вают, что содержание никеля в областях между бал-
ками камасита неоднородно. Концентрация никеля
наиболее высока в непосредственной близости от ка-
маситовых балок и падает между ними, давая, грубо
говоря, М-образный профиль.
хОктаэдриты невозможно создать в лаборатории
(процесс охлаждения должен быть слишком длитель-
ным). Однако можно теоретически представить себе,
как происходило их формирование, т. е. как возникли
видманштеттеновы фигуры и М-образное распределе-
ние никеля. Опыт, накопленный в металлургии, позво-
ляет понять, что должно было происходить в массе
расплавленного никелистого железа, если его подвер-
гать медленному постепенному охлаждению. После
охлаждения до температур ниже примерно 1400° С ме-
талл начинал кристаллизоваться. В течение после-
дующего охлаждения на 200—300° он должен был су-
ществовать в виде единого однородного сплава —
тэнита. При температурах ниже ~ 900° С ситуация
усложняется. Фазовая диаграмма системы Fe—Ni
*) Метод электронного микрозонда стал развиваться совсем
недавно и оказался весьма мощным аналитическим методом
исследований. Полированный образец помещается в вакуумную
камеру. На его поверхность в пределах маленького пятна
(~ 0,001 мм) фокусируется пучок высокоэнергичных электронов.
Под воздействием пучка электронов каждый химический элемент
на освещенной им поверхности испускает рентгеновские лучи с
определенной длиной волны. Эти рентгеновские лучи попадают в
спектрометр с изогнутым кристаллом и разделяются в нем по
длинам волн. Затем измеряется интенсивность рентгеновских лу-
чей разных длин волн и на основании этого определяется кон-
центрация того или иного элемента, испускающего их. Таким
методом можно определить химический состав мельчайших объ-
емов вещества. Исследуемый образец можно просмотреть с по-
мощью оптического микроскопа, а потом поместить в вакуумную
камеру так, чтобы любая интересующая нас область могла быть
освещена электронным пучком. [Для исследования метеоритов
этот метод впервые был применен в 1958 г. советскими учеными
А. А. Явнелем (Комитет по метеоритам) и И. Б. Боровским с со-
трудниками (Институт металлургии). — Прим, ред.]
Железные метеориты
45
(рис. 3.3) показывает, какой сплав (или сплавы) дол-
жен существовать в равновесных условиях при раз-
ных температурах и разных концентрациях Ni в массе
металла. Из диаграммы видно, что при высоких тем-
пературах в большой области диаграммы оказывается
устойчивым однородный сплав тэнита, что отмечалось
выше. Слева на диаграмме находится область с очень
низким содержанием Ni, где устойчивым оказывается
однородный камасит. (Кристаллические структуры тэ-
нита и камасита несколько различны.) Между этими
двумя областями находится третья, где условие рав-
новесия требует наличия как тэнита, так и камасита.
Суммарное содержание Ni в октаэдритах (6—15%)
таково, что когда они охлаждаются и, следовательно,
пересекают фазовую диаграмму по вертикали сверху
Рис. 3.3. Фазовая диаграмма системы Fe — Ni при температурах
ниже 1000° С и давлении 1 атм. Область между осью ординат и
кривой а\Ь\ — камасит.
46
3. Родительские тела метеоритов
вниз, то попадают в область тэнит + камасит. Именно
здесь должны развиваться видманштеттеновы фигуры.
Рассмотрим массу с 10-процентным содержанием
никеля, охлаждающуюся вдоль прямой АВ на рис. 3.3.
При температуре 700° С масса попадает из области
тэнита в область тэнит + камасит, и в ней должны
появиться кристаллы камасита (если сохраняется рав-
новесие). Очевидно, в момент появления в октаэдрите
эти кристаллы должны иметь вид тонких листков или
пластинок, которые постепенно растут внутри перво-
начального тэнитового кристалла, но этот рост может
происходить лишь в нескольких определенных направ-
лениях, а именно параллельно кристаллографическим
плоскостям тэнита [111]. Взаимное расположение этих
плоскостей соответствует октаэдру, так что становится
понятным, как формируется своеобразная внутренняя
структура октаэдритов.
Фазовая диаграмма говорит и о том, каким долж-
но быть содержание никеля в только что образовав-
шихся камаситовых пластинах. Если одновременно
присутствуют и камасит, и тэнит и если оба они нахо-
дятся в равновесии, го их относительный состав будет
соответствовать составу на границах области кама-
сит + тэнит. При температуре 700° С равновесный ка-
масит имеет состав, соответствующий точке на
рис. 3.3, т. е. содержит примерно 4% Ni, в то время
как тэнит все еще содержит ~ 10% Ni (точка Д).
При дальнейшем остывании состав этих сплавов
должен меняться в соответствии с наклонными грани-
цами соответствующих областей. Когда достигается
температура 600° С, равновесный камасит должен со-
держать ~ 5,5% Ni (точка &i), тэнит ~ 17% Ni (точ-
ка &2). Содержание никеля в тэните имеет тенденцию
при понижении температуры увеличиваться неограни-
ченно, в то время как в камасите содержание никеля
растет с падением температуры только до ~ 500° С,
а при дальнейшем охлаждении убывает.
Каким образом оба сплава могут увеличивать со-
держание никеля, если в целом его содержание в ме-
талле должно сохраниться неизменным (10% в рас-
сматриваемом примере)? Это возможно только в том
Железные метеориты
47
2. Профиль Ni при
Содержание Ni
It
1. Профиль Ni при темпе-
ратуре Tf
J. Ni, смещенный движением
поверхности рредела, диф-
фундирует в камасит и
тэнит
Камасит | Тэнит
Поверхность раздела
Рис. 3.4. Схема перемещения Ni от области раздела внутрь ме-
таллических кристалликов в остывающем октаэдрите.
случае, если количество сплава с низким содержанием
никеля увеличивается за счет сплава с высоким содер-
жанием никеля. Иными словами, при охлаждении тол-
щина пластин камасита должна увеличиваться за счет
убывания областей тэнита на соответствующую вели-
чину.
Но каким образом может увеличиваться содержа-
ние никеля в твердых кристаллах? Откуда берется до-
полнительное количество никеля и как попадает он
в кристаллы камасита и тэнита? В сущности никель
поступает с границ соприкосновения кристаллов ка-
масита и тэнита (рис. 3.4). Отсюда он проникает
в кристаллы сплава путем решеточной диффузии.
Атомы кристалла непрерывно колеблются и время от
времени отклоняются от среднего положения настоль-
ко, что меняют свое место в кристаллической решетке.
Какой-нибудь атом никеля, оказавшийся на поверх-
ности кристалла чистого железа, может со временем
внедриться в этот кристалл, поменявшись местами
с атомом железа. Скорость этого процесса зависит от
температуры: чем горячее кристалл, тем сильнее
48
3. Родительские тела метеоритов
колеблются его атомы и тем чаще они меняются ме-
стами, а следовательно, тем больше коэффициент диф-
фузии.
При высоких температурах диффузия никеля в тэ-
ните происходит настолько легко, что кристаллы
тэнита в остывающем октаэдрите могут без труда со-
хранять равновесную концентрацию никеля по всему
своему объему. Как только снижение температуры
приведет к увеличению концентрации никеля на гра-
нице раздела, диффузия сразу же переносит никель
к центру кристаллов тэнита, выравнивая его концен-
трацию. Но при дальнейшем падении температуры (и
уменьшении коэффициента диффузии) наступает мо-
мент, когда выравнивания концентрации никеля уже
не происходит. Никель еще продолжает диффундиро-
вать внутрь кристалла тэнита, но лишь на некоторую
глубину, не достигая его центра, так что содержание
никеля в центре тэнитных кристаллов уже не увели-
чивается. При дальнейшем падении температуры глу-
бина проникновения атомов никеля становится все
меньше. Конечным результатом процесса является
кристалл тэнита с более высокой концентрацией ни-
келя у границ раздела, чем внутри, т. е. кристалл
с М-образным распределением никеля, подобным по-
казанному на рис. 3.2. Внутренние области кристалла
с небольшим содержанием никеля оказываются при
низкой температуре в состоянии, далеком от равнове-
сия, и, по-видимому, должны перестраиваться, приоб-
ретая мелкозернистую структуру с равновесными зер-
нами тэнита и камасита (плессит).
Диффузия никеля в камасите происходит легче,
чем в тэните. Заметная диффузия никеля в камасито-
вых кристаллах метеоритов не прекращается вплоть
до температур ниже ~ 500° С. В соответствующей об-
ласти фазовой диаграммы граница раздела между
областями камасита и камасит + тэнит меняет свой
наклон на обратный. Это изменение наклона приводит
к тому, что кристаллы камасита в дальнейшем окайм-
ляются металлом, обедненным никелем, вместо бога-
того никелем окружения, как это имело место в слу-
чае с тэнитом.
Железные метеориты
49
50
W0°
Рис. 3.5. Развитие профиля Ni в остывающем октаэдрите (вы-
числения). Левый край рисунка соответствует центру камасито-
вой балки; при понижении температуры область камасита растет
с увеличением содержания Ni. Правый крап рисунка соответ-
ствует центру убывающей области тэнита. Содержание Ni увели-
чивается и в сокращающемся объеме остывающею тэнита, сна-
чала во всей области, занятой тэнитом, а потом только у ее
краев. Конечный результат — М-образный профиль (на рисунке
показана половина его), подобный профилям, характерным для
октаэдритов. Полное содержание никеля 10%.
Развитие видманштеттеновой структуры показано
на рис. 3.5. Здесь на серии профилей никеля, рассчи-
танных последовательно для все более низких темпе-
ратур, можно видеть, как протекают и взаимодейст-
50
3. Родительские тела метеоритов
вуют друг с другом процессы, описанные выше: ме-
няются по составу оба сплава, перемещается граница
раздела между ними, а диффузия быстро перестает
поставлять атомы никеля во внутренние области кри-
сталлов.
СКОРОСТЬ ОСТЫВАНИЯ октаэдритов
Очевидно, окончательное распределение никеля
(М-образный профиль) поперек любой области тэнита
или области тэнит + плесит будет определяться сле-
дующими факторами:
1. Положением границ поля на фазовой диаграм-
ме Fe—Ni.
2. Коэффициентом диффузии никеля в тэните и
камасите в зависимости от температуры.
3. Общим начальным содержанием никеля в рас-
сматриваемом октаэдрите.
4. Размерами системы, т. е. тем, насколько далеко
от центра теперешнего кристалла тэнита зародились
граничащие с ним кристаллы камасита.
5. Температурой возникновения зародышей кама-
сита.
6. Историей остывания метеорита, так как при про-
чих равных условиях чем медленнее идет остывание,
тем более благоприятны условия для переноса никеля
во внутренние области кристалла тэнита и тем выше
будет концентрация никеля в центре кристалла.
Зная распределение никеля в любом выбранном
кристалле тэнита, зная факторы (1) и (2) из лабора-
торных экспериментов и измерив (3) и (4), можно на
этом основании определить факторы (5) и (6). Это
имеет огромное значение, так как позволяет узнать,
насколько быстро остывали недра родительского тела
метеорита. Задача решается с помощью электронных
вычислительных машин методом моделирования про-
цесса роста видманштеттеновых фигур: данные (1) и
(4) вводятся в машину при разных значениях (5) и
(6), которые варьируются до тех пор, пока не будет
получен профиль никеля, сходный с наблюдаемым
Другие типы, метеоритов
51
в метеорите. С помощью такой программы была по-
лучена серия профилей, приведенных на рис. 3.5.
Подобные расчеты были проведены Гольдштейном,
Огилви (Массачусетский технологический институт) и
автором. Мы получили, что октаэдриты в интервале
примерно 600—400° С должны были остывать очень
медленно, охлаждаясь за миллион лет всего на 1 —10°.
Почему же так медленно? Ведь металл обладает
чрезвычайно высокой теплопроводностью и должен по-
этому остывать быстро. Металлическая масса диамет-
ром 1 км полностью остыла бы в космосе примерно
за 1000 лет. Столь медленное остывание может озна-
чать только то, что октаэдриты находились глубоко
внутри тела с низкой теплопроводностью. На основа-
нии скорости остывания, указанной выше, мы можем
оценить толщину изолирующего каменистого слоя,
покрывавшего октаэдриты, а следовательно, и размеры
родительского тела, в котором они находились. Во-
обще говоря, разные октаэдриты дают несколько раз-
личные скорости остывания, и возможно, что они воз-
никли не в одном, а в нескольких родительских телах.
Полученные скорости остывания, заключенные, как
правило, в пределах 10—1°С за миллион лет, соответ-
ствуют центрам (ядрам) объектов радиусом от 70 до
200 км. Таким образом, в качестве родительских тел
октаэдритов могут быть названы астероиды. Как уже
отмечалось в гл. 1, пояс астероидов представляется
вероятным источником метеоритов и по другим при-
чинам.
ДРУГИЕ ТИПЫ МЕТЕОРИТОВ,
ПОДВЕРГАВШИХСЯ ПЛАВЛЕНИЮ И ДИФФЕРЕНЦИАЦИИ
Выше было замечено, что плавление внутри небес-
ного тела может привести к образованию двух несме-
шивающихся жидкостей — плотной смеси металлов и
сульфидов, которая опускается к центру и образует
ядро, и более легкой силикатной магмы, которая дол-
жна плавать над ним. Если железные метеориты пред-
ставляют собой остатки подобных металлических ядер,
то разве не должны существовать и метеориты,
52
3. Родительские тела метеоритов
которые должны были образоваться в верхних сили-
катных слоях? И в самом деле в природе встречаются
метеориты соответствующих типов. Это ахондриты
(рис. 2.2), каменистые образования магматического
типа. Большинство ахондритов в целом сходно с зем-
ными изверженными породами. Очевидно, и те и дру-
гие образовались в результате одного и того же про-
цесса фракционирования магмы. Никелистое железо
в ахондритах в значительной степени потеряно.
Существуют также железо-каменные метеориты
(рис. 3.6), большинство которых образовалось, по-ви-
димому, в переходной зоне между железо-никелевым
ядром и расположенными над ним ахондритными
слоями. «Масса железа, найденная русским академи-
Р и с. 3.6. Полированная поверхность метеорита Brenham, типич-
ного представителя железо-каменных метеоритов. Большие округ-
лые кристаллы оливина плотно упакованы в железо-никелевой
металлической матрице, на которой иногда видны видманштетте-
новы фигуры (Американский музей естественной истории в Нью-
Йорке).
Воздействие на хондриты процессов нагревания
53
ком Палласом в Сибири», на которую Хладни так на-
стойчиво обращал внимание исследователей (гл. I),
была именно таким железо-каменным метеоритом.
Как указывал Менье, железные метеориты, ахонд-
риты и железо-каменные метеориты, находящиеся
в музейных коллекциях, позволяют нам восстанавли-
вать недра родительских тел метеоритов, подвергав-
шихся плавлению и дифференциации, и подробно изу-
чать происходившие в них процессы фракционирова-
ния. К сожалению, при попытках осуществить это на
практике сразу же становится очевидным, что наши
коллекции слишком малы и неполны. Еще хуже то,
что попавшие в музеи метеориты по существу подвер-
гались селекции: такие факторы, как способность раз-
личных типов метеоритов по-разному сохраняться при
разрушительных столкновениях родительских тел, вы-
держивать суровые условия космоса, в котором они
провели миллионы лет, и преодолеть земную атмо-
сферу,— привели к тому, что наши коллекции метео-
ритов оказались нерепрезентативными.
ВОЗДЕЙСТВИЕ НА ХОНДРИТЫ ПРОЦЕССОВ
НАГРЕВАНИЯ РОДИТЕЛЬСКИХ ТЕЛ
Что же можно сказать о хондритах? Как мы сейчас
увидим, они тоже находились в недрах родительских
тел, но не подвергались там плавлению. Если бы это
произошло, то сила тяготения привела бы к удалению
из них металлических минералов и троилита вслед-
ствие того же процесса, который разделил тяжелые
метеориты и ахондриты. Равномерное распределение
металлических и троилитовых зерен, наблюдаемое
в хондритах (рис. 2.1), не могло бы сохраниться при
общем расплавлении.
Однако это не означает, что хондриты вовсе не
подвергались нагреву. Большинство из них было на-
грето и довольно сильно. Об этом свидетельствует их
текстура Хотя некоторые хондриты имеют хондры
с хорошо выраженной структурой (рис. 2.3), по боль-
шинство не гаковы. Напротив, хондры в них теряются
среди силикатных зерен, образующих сравнительно
54
3. Родительские тела метеоритов
Рис. 3.7. Тонкий шлиф хондрита Lumpkin. В данном случае
хондры частично сливаются с грубозернистым силикатным веще-
ством, заполняющим пространство между ними; хондрит под-
вергся перекристаллизации. Ср. с рис. 2.3 (обратите внимание
на разницу масштабов). Большинство хондритов похоже скорее
на Lumpkin, чем на Tieschitz [10].
грубую и хаотичную структуру (рис. 3.7). Часто гра-
ницы между хондрами и окружающим веществом пол-
ностью исчезают. По-видимому, это структуры, пре-
терпевшие термическую перекристаллизацию. Такую
перекристаллизацию впервые наблюдал не кто иной,
как Сорби. Поликристаллическое вещество длитель-
ное время выдерживали при высоких температурах, и
его текстура становилась более грубой и более одно-
родной. Нагрев приводил к изменению большинства
хондритов из состояния, показанного на рис. 2.3, в со-
стояние, показанное на рис. 3.7.
Между этими двумя состояниями хондритного ве-
щества имеются важные минералогические различия.
Воздействие на хондриты процессов нагревания
55
Кратко их можно охарактеризовать так: хондриты
с четкой текстурой содержат минералы, которые не
находятся в равновесии друг с другом*), в то время
как в перекристаллизованных хондритах минералы
имеют состав, примерно соответствующий равновес-
ным значениям при тех температурах, при которых
они находятся. Таким образом, переход от одного со-
стояния к другому сопровождается не только текстур-
ной перекристаллизацией, но и перераспределением
химических элементов и образованием новых минера-
лов наряду с исчезновением ряда прежних. Подобные
изменения, происходящие в земных горных породах
при высоких температурах, называют метаморфиз-
мом. Следует подчеркнуть, что метаморфические про-
цессы протекают в твердых горных породах. Они не
связаны с плавлением или кристаллизацией силикат-
ных минералов.
Но можем ли мы быть уверены, что в результате
метаморфизма текстура, подобная текстуре метеорита
Tieschitz (рис. 2.3), преобразуется в текстуру, подоб-
ную метеориту Lumpkin (рис. 3.7)? Не могло ли это
преобразование произойти как-нибудь иначе? Конечно,
все возможно, но процесс Tieschitz -> Lumpkin пред-
ставить себе гораздо легче и он выглядит более есте-
ственным, чем процесс Lumpkin —► Tieschitz. Послед-
ний процесс требует целого ряда событий, сложных и
маловероятных, чтобы обеспечить создание смеси ми-
нералов, не находящихся в равновесии друг с другом,
как низко-, так и высокотемпературных (в том числе
стекла), без изменения общего состава системы в це-
лом. С другой стороны, все этапы перехода Tieschitz ->
-> Lumpkin могут происходить спонтанно, если только
мы постулируем, что хондрит подвергался нагреву в
течение длительного времени.
*) Примером минералов, встречающихся в некоторых хондри-
тах и не находящихся в равновесии друг с другом, являются
пентландит (приближенная формула FeNiSg) и камасит. В боль-
шинстве случаев они переходят в бедные никелем сульфиды
(троилит FeS) и богатый никелем металл (тэнит или тэнит -f-
+ камасит).
55
3. Родительские тела метеоритов
У хондритов можно наблюдать метаморфические
изменения разной степени. По-видимому, некоторые
из них нагревались сильнее, другие меньше. Сильно
метаморфизованные хондриты находились, вероятно,
в более глубоких слоях родительских тел. На основа-
нии особенностей текстуры и минералогии, соответ-
ствующих разным уровням метаморфизма, целесооб-
разно различать шесть типов хондритов. Приведем их
характеристики, опустив пока тип 1.
Тип 2.—Хорошо выраженная текстура; стекло; не-
равновесные силикаты, металл, сульфид-
ные минералы. Вероятно, вообще не
подвергался метаморфизму.
Гни 3. — Хорошо выраженная текстура; стекло; не-
равновесные силикаты, равновесный ме-
талл и троилит. Несколько метаморфизо-
ван. Примером может служить метеорит
Tieschitz.
Тип 4. — Границы хондр слегка размыты; стекла
очень редки*); силикаты, близкие к рав-
новесию; равновесный металл и троилит.
Тип 5. — Границы хондр сильно размыты, но мно-
гие хондры еще различимы. Стекла нет;
нет кристаллов полевого шпата, достаточ-
но крупных для того, чтобы их можно
было заметить в тонком шлифе. Равно-
весные силикаты, металл, троилит.
Тип 6. — Хондры редки и почти незаметны. Стекла
нет; виден полевой шпат. Равновесные си-
ликаты, металл, троилит. Крайне мета-
морфизован. Пример — метеорит Lump-
kin.
Здесь «равновесие» должно означать, что при не-
которой определенной температуре состав прибли-
жается к равновесному. Пропущенный тип 1 был со-
*) Хорошо сохранившиеся хондры часто содержат стекло.
Однако длительное нагревание приводит к разрушению стекла
(девитрифицированию) и преобразует его в кристаллические ми-
нералы, в том числе полевой шпат. Полевой шпат в хондритах
представляет собой твердый раствор NaAlSi3O8 ( — 80%) и
CaAl?Si2O8 (-20%).
Перераспределение элементов в хондритах
57
хранен нами для хондритов особого вида, как, напри-
мер, Orgueil, Ivuna, Alais и Tonk, которые, по-види-
мому, подобно хондритам типа 2, не подвергались
метаморфизму, но существенно отличаются от послед-
них тем, что не содержат хондр.
классификация хондритов
Различие уровней метаморфизма в хондритах ни-
как не связано с различием их состава, проиллюстри-
рованного рис. 2.4. Поэтому на основании этих двух
независимых критериев можно построить классифика-
цию хондритов. Расположив шесть метаморфических
типов хондритов вдоль одной оси, а пять групп, раз-
личающихся по составу, вдоль оси, перпендикулярной
к первой, мы получим сетку с 30 ячейками (рис. 3.8).
Теперь свойства хондритов можно определять буквой
и цифрой ячейки, в которой он оказался, например L6
или С2. Можно пользоваться и несколько более общей
классификацией, в которой группы метеоритов, соот-
ветствующие нескольким ячейкам, имеют определен-
ные названия (рис. 3.8). Заметим, что некоторые из
30 полученных таким образом подклассов хондритов
представлены в коллекциях более полно, чем другие,
а метеориты примерно */з подклассов вовсе отсутст-
вуют в наших коллекциях.
Широкое распространение получила система клас-
сификации, введенная в 1967 г. В приложении приве-
дена классификация 460 хондритов, соответствующая
этой системе, вместе с таблицей, уточняющей разли-
чия между метаморфическими типами хондритов 1—6.
Последнее сделано в надежде на то, что исследова-
тели метеоритов в СССР сочтут полезным определить
и опубликовать буквенно-цифровую классификацию
метеоритов своих коллекций.
ПЕРЕРАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ В ХОНДРИТАХ
ВО ВРЕМЯ МЕТАМОРФИЗМА
Интересно посмотреть, как распределяются разные
химические элементы внутри хондритов в микроскопи-
ческих масштабах. Хотя общее количество этих
58
5. Родительские тела метеоритов
Химическая ?.-руппа
Метаморфический тип
метаморфизм возрастает
1 2 3 4 5 6
Е1 Е2 ЕЗ 1 Е4 4 Е5 2 Е6 6
C1 4 C2 16 сз 8 C4 2 C5 — C6 —
Н1 Н2 НЗ 7 Н4 35 Н5 74 Н6 44
L1 L2 L3 9 L4 18 L5 43 L6 152
LL1 LL2 LL3 4 LL4 3 LL5 7 LL6 21
Р и с. 3.8. Система классификации хондритов, основанная на раз-
личиях состава и степени метаморфизма. Жирные цифры на верх-
ней диаграмме указывают количество известных метеоритов
данной категории. Хондриты можно характеризовать просто ком-
бинацией «буква — цифра» (L5, Н4 и т. п.) в соответствии с верх-
ней диаграммой или относить к более широким группам нижней
диаграммы. Заштрихованная область соответствует обыкновенным
хондритам.
элементов в метаморфизованных и неметаморфизо-
ванныххондритах может быть одинаковым, их распре-
деление в метеоритах обоих видов может коренным
образом различаться. На рис. 3.9 и 3.10 показаны при-
меры такого различного распределения железа.
П ере распределение элементов в хондритах
59
Рис. 3.9. Распределение Fe в хондрите Renazzo, полученное ме-
тодом микрозонда для участка поверхности (аналогично телеви-
зионному растру). Возбуждаемое рентгеновское излучение с дли-
ной волны Рекадает на экране осциллографа при синхронном
сканировании общую картину излучения Fe. Светлые области
характеризуются более высоким содержанием Fe. Видно, что
хондры бедны железом (~1 вес. %). Они находятся в матрице,
содержащей ~20°/о Fe. Яркие белые точки — металлические ша-
рики (Смитсонианская астрофизическая обсерватория).
В неметаморфизованном хондрите Renazzo (С2) же-
лезо (большей частью в виде магнетита Fe3O4) кон-
центрируется в непрозрачном веществе матрицы, за-
полняющей пространство между хондрами. Именно
магнетит делает вещество матрицы черным и непро-
зрачным. Силикатные минералы в хондрах содержат
очень мало железа. С другой стороны, в метаморфизо-
ванном хондрите Ausson (L5) железо равномерно рас-
пределено в силикатных минералах (оливине и орто-
пироксене) как внутри хондр, так и между ними. Маг-
нетита нет. Как указывали Кейл и Фредриксон
(Калифорнийский университет), это типично для всех
обыкновенных (метаморфизованных) хондритов. Все
60
3. Родительские тела метеоритов
Рис. 3.10. Распределение Fe, полученное сканированием в пере-
кристаллизованном хондрите Ausson. Белые пятна — зерна ме-
талла. Fe равномерно распределено в кристаллах оливина (свет-
ло-серые пятна, ~17%) и пироксена (немного темнее, ~11%) как
внутри, так и вне хондр. Темное вещество в промежутках между
ними богато полевым шпатом, не содержащим Fe (Смитсопиан-
ская астрофизическая обсерватория).
они не могут быть принципиально различными, не свя-
занными между собой образованиями. Иначе, потре-
бовалось бы слишком много случайных совпадений,
чтобы камни, столь сильно отличающиеся друг ог
друга минералогически, были бы так сходны по об-
Перераспределение элементов в хондритах
61
щему химическому составу (включая содержание же-
леза) и текстуре (т. е. наличию хондр). Между ними
должна существовать связь. Кажется очевидным, что
именно метаморфизм ответствен за то, что распреде-
ление железа, характерное для метеорита Renazzo,
переходит в распределение, характерное для метео-
рита Ausson*). Распределение в метеорите Renazzo
неравновесное; элементы обладают тенденцией пере-
страиваться в конфигурации, характерные для метео-
рита Ausson. Эта перестройка идет примерно по сле-
дующей схеме:
Fe3O4 + Fe + 4MgSiO3
Магнетит В металлических Пироксен, бедный Fe,
в матрице зернах в хондрах
Метеорит Renazzo
—> 4FeMgSiO4
Оливин, содержащий Fe
во всем хондрите
Метеорит Ausson
Для того чтобы такая перестройка произошла, Fe
и другие элементы должны обладать способностью пе-
ремещаться внутри хондрита. Но как раз это и воз-
можно при достаточно сильном метаморфизме: при
высокой температуре Fe и другие элементы могут
диффундировать вдоль границ кристаллов и сквозь
*) Здесь требуются дополнительные пояснения. Метеорит
Renazzo (группа С) под влиянием метаморфизма в действитель-
ности не превратился бы в метеорит Ausson (группа L), так как
существуют принципиальные различия в составе групп С и L
(рис. 2.4). Поэтому наше сравнение не вполне обоснованно.
Следовало бы рассматривать представителей одной и той же
химической группы, т. е. сравнивать между собой метеориты С2
и С5 или L2 и L5. К сожалению, в наших коллекциях нет хонд-
ритов L2. Но это не значит, что соответствующее им вещество
никогда не существовало в родительских телах. По аналогии с
С2 можно думать, что оно на самом деле было. С другой сто-
роны, существует хондрит С4 (метеорит Coolidge) и, возможно,
С5 (метеорит Karoonda); распределение Fe в их силикатных ми-
нералах такое же, как в метеорите Ausson. Мы рассматриваем
метеорит Ausson, а не метеорит Karoonda только потому, что
у нас нет хорошей электрограммы последнего.
62
3. Родительские тела метеоритов
кристаллическую решетку, как это имеет место для
диффузии никеля сквозь кристаллы металла (см.
выше).
СКОРОСТЬ ОСТЫВАНИЯ ХОНДРИТОВ
ПОСЛЕ МЕТАМОРФИЗМА
Коэффициенты диффузии в силикатных минералах
и скорости текстурной перекристаллизации не извест-
ны. Мы и теперь еще не можем сказать ничего опре-
деленного о времени, в течение которого хондриты на-
ходились при высоких температурах, когда в основ-
ном должен был происходить метаморфизм. Можно
думать, что пиковая температура была где-то в районе
1000° С. Однако хондриты типа 3 и последующих ти-
пов содержат кристаллы камасита и тэнита, что дает
нам сведения о заключительной стадии остывания
хондритов, точно так же, как о тепловой истории окта-
эдритов.
Согласно диаграмме фаз сплава Fe—Ni, камасит
и тэнит в хондритах имеют состав, устойчивый при
температурах 400—500° С. Профили содержания ни-
келя, пересекающие отдельные тэнитовые зерна, имеют
М-образную форму, удивительно сходную с профилями
тэнита в октаэдритах (рис. 3.2). Это означает, что
в обоих случаях тэнит эволюционировал одинаково.
Как мы видели выше, М-образный профиль тэнита
определяется взаимодействием между тэнитом и ка-
маситом в период остывания. В октаэдритах, где оба
сплава соприкасаются друг с другом, этот процесс
может протекать вполне естественным образом. В хон-
дритах металл обычно располагается в виде отдель-
ных зерен чистого камасита и тэнита (рис. 3.11). Оче-
видно, при температурах 400—500° С никель и железо
легче перемещаются от одного зерна к другому сквозь
силикатные минералы, разделяющие их, так что в не-
котором смысле поверхность зерен тэнита «находится
в контакте» с поверхностью зерен камасита. Переме-
щение атомов никеля и железа может осуществляться
путем диффузии вдоль границ силикатных зерен,
а может быть, и в виде диффузии паров летучих сое-
динений никеля и железа.
Скорость остывания хондритов
63
Рис. 3.11. Микрофотография полированного участка хондрита
Bjurbole. Видны мелкодисперсные зерна металла. Зерна с серой
протравленной серединой — тэнит с каймой, богатой никелем.
Плоские белые зерна — камасит; трещиноватые белые зерна —
троилит; окружающее силикатное вещество — темно-серое [11].
Во всяком случае, метод определения скоростей
остывания октаэдритов, описанный ранее, можно при-
менить и к металлам в хондритах. Когда это сделали,
то оказалось, что хондриты остывали столь же мед-
ленно, как и октаэдриты: обычно на 1 —10° С за мил-
лион лет. Таким образом, хондриты тоже были окру-
жены изолирующим материалом, т. е. должны были
находиться внутри родительских тел. Если рассчитать
толщину изолирующего слоя и определить, насколько
глубоко хондриты залегали в родительских телах в пе-
риод остывания после метаморфизма, то окажется, что
глубина составляла несколько десятков километров,
64
3. Родительские тела метеоритов
возможно более 100 км. В случае октаэдритов эта глу-
бина может быть связана с общими размерами (ра-
диусом) родительских тел, поскольку представляется
вероятным, что октаэдриты находились в ядрах, т. е.
в центре этих тел. Однако нет никаких оснований для
подобных заключений в случае хондритов. Ниже уров-
ня, где развивались хондриты, могло находиться лю-
бое количество вещества, так что об общих разме-
рах родительских тел хондритов сказать ничего
нельзя.
ИСТОЧНИК ТЕПЛА
В РОДИТЕЛЬСКИХ ТЕЛАХ МЕТЕОРИТОВ
Перед нами встает важный вопрос: что нагрело ро-
дительские тела метеоритов до температур, достаточ-
ных для метаморфизма и плавления? Основным из-
вестным источником разогрева планет является дол-
гоживущая радиоактивность — распад атомов К40, U238,
U235 и Th232. Именно энергию, освобождаемую в Земле
при распаде этих четырех изотопов, по-видимому,
можно считать ответственной за поток тепла, идущий
из недр нашей планеты. Однако можно показать, что
распад К, U и Th не является основным источником
тепла для родительских тел метеоритов.
В родительских телах октаэдритов этот источник
тепла не мог быть достаточно мощным. Мы уже уста-
новили, что эти тела имели небольшие размеры. Но
небольшие объекты теряют тепло очень быстро, и для
нагрева их до высокой температуры энергия должна
генерироваться весьма интенсивно. Если мы предпо-
ложим, что родительские тела октаэдритов содержали
столько же К, U и Th, что и хондриты, то окажется,
что родительское тело радиусом 200 км не нагрелось
бы до температуры более 300° С. А для того, чтобы
достичь температуры плавления железа (1535° С),оно
должно было бы содержать долгоживущих радиоак-
тивных веществ в четыре раза больше, чем хондриты,
но это неправдоподобно.
Источник тепла в родительских телах метеоритов
65
Хондриты могли образоваться и не в тех же роди-
тельских телах, что октаэдриты. Родительские тела
хондритов могли иметь радиус гораздо больше 200 км,
и тогда распад К, U и Th мог бы нагреть их до темпе-
ратур метаморфизма. Однако большинство хондритов
было расположено в родительских телах на неболь-
шой глубине: обычно получаемые скорости остывания
(1 —10° С за миллион лет) указывают на глубину 30—
50 км. В такой близости от поверхности нагрев за
счет К, U и Th не поднял бы температуру слоев ро-
дительского тела выше 200° С, в то время как на
основании изучения металлических минералов хонд-
ритов нам известно, что обыкновенные хондриты
были нагреты выше 550° С.
В расчетах эффективности нагрева с помощью К,
U и Th, обсуждавшихся выше, предполагалось, что
родительские тела образовались и начали накапли-
вать тепло 4,5 млрд, лет назад. Но, быть может, это
значение, которое представляет собой возраст сол-
нечной системы (это будет обосновано в следующей
главе), ошибочно? Быть может, родительские тела
намного старше? Чем раньше они аккумулировались,
тем больше должны были содержать К, U и Th в мо-
мент образования, чтобы, несмотря на распад, эти
элементы сохранились в тех количествах, которые
наблюдаются теперь. А чем больше было К, U и Th,
тем значительнее было выделение тепла и тем боль-
ше пиковая температура.
Наличие металлических зерен в хондритах исклю-
чает эту возможность. Если хондриты были нагреты
блаюдаря распаду К, U и Th, то они остывали бы
очень медленно — со скоростью, не большей, чем ис-
чезают в результате распада сами эти элементы. По
периоду полураспада основного радиоактивного изо-
топа К40 можно рассчитать максимально возможную
скорость остывания. Она составляет ~ 0,3° С за мил-
лион лет (при 500е С). Как мы видели, хондриты
остывали намного быстрее.
Что же в таком случае нагрело родительские те-
ла? Возникает мысль, что во время формирования 3
3 Зак. 980
66
3. Родительские тела метеоритов
родительских тел (или немного позднее) существо-
вал какой-то мощный, но кратковременный источник
тепла. Скорее всего таким источником была коротко-
живущая радиоактивность Вероятно, в то время,
когда создавались химические элементы нашей сол-
нечной системы, существовали не только стабильные
или долгоживущие изотопы, сохранившиеся до на-
ших дней, но и некоторые радиоактивные ядра с очень
коротким периодом полураспада. Конечно, вскоре
после этого они полностью распались, и теперь их
уже не удается найти.
Однако если родительские тела аккумулирова-
лись вскоре после образования элементов, то в них
могло войти некоторое количество еще не успевших
распасться короткоживущих изотопов. В таком слу-
чае их быстрый распад внутри родительских тел
должен был привести к кратковременной генерации
тепла, а это обеспечивает подъем температуры в ма-
лых телах гораздо более эффективно, чем медленный
распад К, U и Th.
Как мы увидим в следующей главе, имеются
доводы в пользу того, что в родительских телах метео-
ритов действительно существовали два таких корот-
коживущих изотопа — Ри244 и I129. Однако малове-
роятно, чтобы они смогли значительно нагреть роди-
тельские тела. Как указывают Фиш, Голе и Андерс
(Чикагский университет, США), подобным источником
мог, по-видимому, быть только один из всех извест-
ных элементов — А126. Период полураспада А126 на-
столько мал (720 000 лет), что он отдает родитель-
скому телу все свое тепло до того, как сколь-нибудь
значительное количество тепла ускользнет из роди-
тельского тела (путем теплопроводности), если даже
размеры родительского тела составляют всего не-
сколько десятков километров. Чтобы расплавить недра
родительских тел, в их состав должно было войти
всего 0,2 миллионных долей А126.
Не представляется возможным установить, дей-
ствительно ли именно распад А126 нагрел молодые
родительские тела. Для того чтобы решить эту проб-
лему, надо было бы найти в метеоритах Mg26, в ко-
Источник, тепла в родительских телах метеоритов 67
торый превращается при распаде А126. Но, к сожале-
нию, метеориты содержат большое количество Mg26
(одного из основных изотопов магния), который был
создан в период образования элементов и вошел
в состав этих реликтов солнечной системы. Ничтож-
ное количество радиогенного Mg26, который может
содержаться в метеоритах, совершенно теряется
в этом обилии первичного Mg26.
4
ВОЗРАСТЫ МЕТЕОРИТОВ
На стабильности процессов радиоактивно-
го распада, как известно, основан наиболее
точный метод определения возраста горных по-
род. Очевидно, тот же метод может быть ис-
пользован и для метеоритов... При нашем со-
временном неведении о том, как они образова-
лись, мы должны допустить, что метеориты
могут быть существенно старше наиболее древ-
них напластований нашей Земли...
Панет [12]
С принципом радиоактивного распада мы все
знакомы. Радиоактивные вещества, родительские
изотопы, обладают тенденцией спонтанно перехо-
дить в определенные дочерние изотопы. Например:
Родительский Дочерние
изотоп изотопы
RbВо * * * * * * 87 —> Sr87
CJ235 —> Pb207 + 7He4
|J238 -pb206 + 8Не4
Период полураспада,
годы
47 • 109
0,71 • 109
4,55 • 109
Во многих случаях мы довольно точно знаем, на-
сколько быстро протекает радиоактивный распад.
Его скорость характеризуется периодом полураспада.
Например, из данного количества Rb87 половина рас-
падается, образуя Sr87, через 47-109 лет. Половина
оставшегося Rb87 распадается еще через 47-109 лет.
Это значит, что спустя 94-109 лет в Sr87 превратится
3/4 начального количества Rb87, спустя 141 -109 лет —
7/в И т. д.
Каждая горная порода и каждый метеорит содер-
жат в небольших количествах радиоактивные изо-
топы, и иногда их можно использовать для датиро-
вания горной породы или метеорита, чтобы опреде-
лить их возраст. Схематически это выглядит так:
определяют концентрации родительского и дочернего
изотопов и затем, пользуясь схемой распада, вычис-
Возрасты, Rb87-> Sr87
69
ляют, какое время потребовалось родительскому изо-
топу, чтобы он превратился в дочерний в данном ко-
личестве.
На практике это, конечно, горазно более сложное
и трудное дело, что не помешало, однако, многим
опытным исследователям Европы и Америки опре-
делить возрасты очень большого числа метеоритов
(как мы увидим, существует много разных видов
«возрастов»). Их работа имеет огромное значение,
потому что только на основании изучения радиоак-
тивности у нас появляется некоторая надежда выяс-
нить временную шкалу тех ранних событий, которые
оказали влияние на метеориты и, вероятно, на пла-
неты в целом.
ВОЗРАСТЫ Rb87-> Sr87
Для датирования некоторых метеоритов исполь-
зуется указанная выше схема распада Rb87->Sr87.
Остановимся на ней подробнее, но сначала следует
уточнить два важных вопроса:
1. Что подразумевается под «возрастом» метео-
рита? Означает ли этот термин интервал времени,
прошедший после аккумуляции родительского тела,
или интервал времени, прошедший с момента обра-
зования изотопов, вошедших в состав метеорита?
А может быть, ни то, ни другое?
2. Что если не весь Sr87, который мы обнаружи-
ваем в метеоритах, является дочерним продуктом
распада Rb87? Не следует ли тогда предположить,
что некоторое количество Sr87 с самого начала при-
сутствовало в метеорите (что же еще это может
означать)? Каким образом можно отделить радио-
генный Sr87 от первичного для того, чтобы затем вы-
числить истинный возраст метеорита?
Обойти трудности,указанные в пункте (2), можно,
рассматривая не один метеорит, а группу метеоритов,
и постулируя, что когда-то все метеориты этой груп-
пы имели один и тот же изотопный состав, т. е. соот-
ношение Sr87/Sr86 было одинаковым у всех метеори-
тов (напомним, что Sr87 — радиогенный дочерний
7(j
4. Возрасты метеоритов
продукт, a Sr86 таковым не является: ничто не создает
и не разрушает Sr86 в значительной степени). Назовем
то время, когда отношение Sr87/Sr86 было одинаковым,
«началом». Тогда, если в исследуемой группе метео-
ритов отношение всего Rb ко всему Sr варьирует от
одного метеорита к другому, трудности (2) исчезают.
В самом деле, чем выше отношение Rb/Sr (или более
точно Rb87/Sr86), тем быстрее распад Rb87 будет до-
бавлять Sr87 к общему количеству Sr и тем быстрее
после «начала» будет увеличиваться отношение
Sr87/Sr86. С течением времени отношение Sr87/Sr86
у разных метеоритов будет становиться все более раз-
личным.
На рис. 4.1 описанный эффект показан графически.
Отношение Sr87/Sr86 представлено в зависимости от
Rb87/Sr86. В предполагаемый нами начальный момент
Рис. 4.1. Обилия Sr87 и Rb87 в метеоритах. Прямыми линиями
показано, как из-за радиоактивного распада Rb87 с течением вре-
мени менялось относительное обилие Sr87, начиная с той эпохи,
когда отношение Sr87/Sr86 всюду было равно 0,70. Измерения на
метеоритах (точки) показывают, что со времени, когда у всех
метеоритов отношение Sr87/Sr86 было одинаковым, прошлч
~ 4,4 • 109 лет.
Возрасты Rb87 -> Sr87
71
отношение Sr87/Sr86 было одно и то же у всех метеори-
тов, так что точки, соответствующие началу, должны
расположиться вдоль горизонтальной прямой. С те-
чением времени эта прямая все больше наклоняется,
поскольку ее правый конец поднимается из-за роста
отношения Sr87/Sr86, а левый остается фиксированным
(ему соответствует Rb87 = 0, никакого распада не про-
исходит и количество Sr87 увеличиться не может).
На том же рис. 4.1 показаны точки, соответствую-
щие 13 метеоритам. Гаст (Колумбийский университет)
и Пинсон с сотрудниками (Массачусетский технологи-
ческий институт) получили данные по Sr87/Sr86 и
Rb87/Sr87 для этих метеоритов путем химической экс-
тракции и разделения содержащихся в них Sr и Rb
с последующим анализом их изотопного состава на
масс-спектрометре (рис. 4.2). 14 точек легли примерно
на одну наклонную прямую, и это подтверждает наше
предположение о существовании начала, т. е. времени,
когда весь Sr имел один и тот же изотопный состав.
Ни при каком другом первоначальном состоянии по-
следовательный распад Rb87 не мог создать наблю-
даемого прямолинейного расположения точек.
Исходя из периода полураспада Rb87, можно по-
лучить, что для изменения наклона прямой, содержа-
щей экспериментальные точки, от горизонтального до
современного потребовалось примерно 4,4- 109 лет рас-
пада Rb87. Но что же произошло 4,4 • 109 лет назад,
т. е. в начале? Что означает возраст Rb87->Sr87? По-
видимому, до этого вещество родительских тел метео-
ритов находилось в однородном, хорошо перемешан-
ном состоянии (или серии состояний), так что не
только Sr87/Sr86, но и Rb87/Sr86 всюду было одно и то
же. Если отношение Rb87/Sr86 не было одинаковым, то
распад Rb87 должен был привести к неоднородному
распределению отношения Sr87/Sr86. Как мы видели,
после начала метеориты содержали Rb87 и Sr86 в раз-
ных отношениях. Следовательно, началу соответствует
событие, которое привело к химическому фракциони-
рованию метеоритов. В результате него в одних метео-
ритах создавалось большее обилие Rb, в других —
меньшее.
72
4. Возрасты метеоритов
Рис. 4.2. Схема масс-спектрометра. 1 — горячая нить, покрытая
метеоритным Sr; 2— входные щели; 3 — пучок ионов Sr86, Sr87 и
Sr88; 4 — магнит; 5 — ионы Sr86; 6 — выходные щели; 7 — ионный
коллектор; 8 — система умножителя; 9 — регистратор; 10 — ионы
Sr87; 11 — ионы Sr88; 12— вакуумная трубка; 13 — к вакуумному
насосу. Нить накала (слева) при испарении дает ионизованный
Sr. Разность потенциалов в несколько тысяч вольт, приложенная
между нитью и пластинами с входными щелями, ускоряет ионы,
направляя их к центру системы, где расположен магнит. Щели
формируют тонкий пучок ионов. Магнитное поле искривляет путь
каждого иона в пучке; степень искривления зависит от массы
иона; в примере, показанном на рисунке, магнитное поле таково,
что ионы Sr87 отклоняются как раз настолько, что продолжают
двигаться внутри трубки спектрометра к ионному коллектору.
Ионы Sr86 отклоняются слишком сильно, ионы Sr88 — слишком
слабо. Те и другие абсорбируются стенками трубки. Изменяя силу
магнитного поля, можно вместо Sr87 направить в фокус ионного
коллектора Sr86 или Sr88. Ионный коллектор измеряет интенсив-
ность пучка; анализируя интенсивность всех изотопных пучков Sr,
можно с большой точностью определить изотопный состав Sr,
находящегося на нити.
На рис. 4.1 шесть точек, расположенных намного
левее остальных, соответствуют ахондритам и железо-
каменным (магматически фракционированным) метео-
ритам, в то время как точки, расположенные справа,
соответствуют хондритам (которые имеют обычный со-
став и не были полностью расплавлены). Магматиче-
ское фракционирование — это как раз тот процесс,
при котором могут образоваться типы камней с низ-
ким содержанием Rb и высоким содержанием Sr (как
в случае ахондритов). Очевидно, в этом и заключается
смысл возраста Rb87->Sr87, по крайней мере в отно-
шении этих двух групп точек: примерно 4,4 • 109 лет
назад в родительских телах произошло плавление ве-
Ураново-свинцовые возрасты
73
щества и сформировались ахондритные слои, в кото-
рых отношение Rb87/Sr87 оказалось ниже хондритного.
На рис. 4.1 не показан один хондрит — Beardsley.
У него отношение Rb87/Sr87 в четыре раза выше, чем
у других. Но, с другой стороны, у него более высоким
оказывается и отношение Sr87/Sr86, так что возраст
оказывается тем же — около 4,4 • 109 лет. Что обусло-
вило примерно 4,4 • 109 лет назад более высокую кон-
центрацию Rb в метеорите Beardsley, не ясно. Все
хондриты, приведенные на рис. 4.1, метаморфизован-
ные, так что Rb (который является довольно летучим)
мог попасть в метеорит Beardsley во время метамор-
физма. Но возможно, что он подвергся фракциониро-
ванию во время образования хондритов (этот вопрос
мы обсудим позднее).
УРАНОВО-СВИ НЦОВЫЕ ВОЗРАСТЫ
На схемах распада уран — свинец, приведенных
в начале этой главы, основан другой метод датирова-
ния метеоритов Он имеет много общего с методом
Rb87 —► Sr87. У U235 и U238 разные периоды полураспада,
и их дочерние продукты РЬ207 и РЬ206 образуются
с разной скоростью. Это приводит к тому, что отноше-
ние РЬ207/РЬ206 в метеоритах с течением времени изме-
няется. Как и в случае с Rb87->Sr87, возрасты Pb207 ->
->РЬ206 можно определить только для пар или групп
метеоритов, а не для отдельных метеоритов, и дати-
руемое событие тоже определяет эпоху химического
фракционирования, только на этот раз фракциониро-
вания РЬ и U.
Первый возраст РЬ207 ->РЬ206 метеоритов был по-
лучен Паттерсоном (Калифорнийский технологический
институт). В настоящее время мы располагаем дан-
ными для десятка или более метеоритов, и ни один из
них не отклоняется существенно от прямой, соответ-
ствующей возрасту 4,5 • 109 лет. Среди изученных ме-
теоритов есть хондриты, ахондриты и железные метео-
риты. Создается впечатление, что и в этом случае да-
тируемое событие представляет собой то же самое
плавление и магматическое фракционирование, что и
74
4. Возрасты метеоритов
для Rb87->Sr87. Оба приведенных значения возраста
известны с точностью, не достаточной для того, чтобы
обращать внимание на небольшое различие между
ними (108 лет).
ВОЗРАСТЫ ГАЗОУДЕРЖАН ИЯ
Некоторые реакции распада приводят к образова-
нию газообразных дочерних продуктов:
Родительский изотоп Дочерние изотопы Период полураспада, годы
(11 ^) > к40 -1 * . Аг40 ' Са40 1,25- 109
(J235 > РЬ207 + 7Не4 0.71 • 109
(J238 > РЬ206 + 8Не4 4,51 • 109
Th232 —> РЬ208 + 6Не4 13,9- 109
Эти реакции широко использовались для датиро-
вания метеоритов. Может показаться, что этого де-
лать нельзя. Что, если газообразные продукты распада
ускользают из метеоритов с той же скоростью, с какой
образуются? Не обязательно. Родительские ядра на-
ходятся в метеоритах в кристаллических минералах,
и, когда распадается один из атомов К40 или U, дочер-
нее ядро газообразного продукта оказывается внутри
кристаллической решетки, в ловушке. Для того чтобы
покинуть метеорит, оно должно сначала выбраться из
кристалла путем решеточной диффузии. Как мы ви-
дели в гл. 3, скорость диффузии очень сильно зависит
от температуры. Аг40 может ускользнуть из минералов
метеорита, вероятно, лишь при температурах суще-
ственно больше 250° С. При температурах намного
ниже этого значения Аг40 остается в метеорите. Атомы
Не4 по размерам меньше, чем атомы Аг40, и легче пе-
ремещаются по кристаллической решетке. Поэтому
критическая температура, при которой ускользание
Не4 начинает преобладать над его удержанием, ока-
зывается ниже — около 100° С. (Приведенные значения
температуры весьма приближенны.)
Возрасты газоу де ржания
75
Методика К40->Аг40 и U, Th->He4 дает нам воз-
раст газоудержания, т. е. интервал времени, протек-
шего с момента остывания метеорита ниже критиче-
ских температур, когда могли начать накапливаться
Аг40 и Не4. Таким образом, смысл возрастов К40-^Аг40
и U, Th->He4 проще, чем Rb87->Sr87 и РЬ207 -+ РЬ206.
Здесь не надо предполагать, что на целую группу ме-
теоритов оказало влияние одно и то же начальное со-
бытие. Возраст газоудержания может быть получен
для каждого отдельного метеорита.
На рис. 4.3 показаны возрасты К40->Аг40 и U,Th->
->Не4 для 69 каменных метеоритов. Большая их часть
определена группами европейских исследователей,
в частности группами, работающими в Бернском уни-
верситете (Швейцария) и Институтах Макса Планка
в Гейдельберге и в Майнце. На рисунке можно раз-
личить три типа точек:
1. Примерно 24 метеорита (в верхнем правом углу
рисунка) совсем старые — от 3,5 до 4,5 млрд. лет. Их
возраст и по К40->Аг40 и по U, Th-^He4 получается
примерно одинаковым. Как это согласуется с возра-
стами Rb87—>Sr87 и РЬ207 -> РЬ206, обсуждавшимися
выше? Нетрудно убедиться, что вполне удовлетвори-
тельно*). Результаты по Rb87->Sr87 и РЬ207 ->РЬ206
свидетельствуют о сильном нагреве, который около
4,5 X 109лет назад привел к плавлению части веще-
ства родительских тел метеоритов. Возрасты газоудер-
жания свидетельствуют о том, что после разогрева
24 обсуждаемых метеорита за 109 лет, или быстрее,
остыли до 1000°С (очень грубо), т. е. до температур,
*) Однако сравнение может оказаться неправомерным. Воз-
расты Rb87 -> Sr87 и РЬ207 -> РЬ206 относятся главным образом к
ахондритам и железным метеоритам, т. е. к фракционированным
материалам. Возможно, что эти возрасты не имеют никакого
определенного смысла для хондритов, которые представляются
нефракционированными. С другой стороны, возрасты газоудержа-
ния получены в основном для хондритов (рис. 4.3). Таким обра-
зом, приведенные выше оценки скорости остывания делаются на
основании разогрева нехондритного материала и остывания хонд-
ритов. Неявно предполагается, что оба типа метеоритов подвер-
гались одинаковому нагреву. Достаточно серьезно этого нельзя
обосновать.
76
4. Возрасты метеоритов
Рис. 4.3. Возрасты газоудержания 69 каменных
сравнение результатов, полученных методами U,
К40 _> Аг40.
метеоритов:
Th Не4 и
когда они начинают удерживать Аг40 и Не4. Таким об-
разом, необходимы были скорости остывания порядка
1°С или больше за миллион лет. Это значение лежит
как раз в интервале скоростей остывания обычных
хондритов, полученных по распределению никеля в их
зернах тэнита (гл. 3).
2. Десять гиперстеновых хондритов (нижняя левая
часть рис. 4.3) и по К40->Аг40, и по U, Th->He4 тоже
имеют примерно одинаковые, но очень короткие
(~0,6-109 лет) возрасты. Андерс убедительно пока-
зал, что их родительское тело 0,6 • 109 лет назад под-
Космические возрасты
77
верглось в космическом пространстве катастрофиче-
скому столкновению, которое привело к столь силь-
ному нагреву этих хондритов, что накопленные ими
Аг40 и Не4 были полностью потеряны. «Радиоактивные
часы» остановились. (Лабораторные эксперименты по-
казали, что сжатие каменистых веществ, например,
при сверхскоростных ударах, может привести к подъе-
му температуры на многие сотни градусов. Во время
сжатия с образцами происходят также определенные
физические изменения — брекчирование, потемнение,
образование прожилок и превращения в металличе-
ских зернах. Все эти эффекты характерны для 10 об-
суждаемых хондритов.)
3. Наконец, около 30 метеоритов, главным образом
гиперстеновые хондриты, на рис. 4.3 лежат намного
ниже прямой, наклоненной к координатным осям под
углом 45°, и, следовательно, имеют возрасты U, Th->
->Не4, более короткие, чем возрасты К40->Аг40. По-
видимому, при повторном нагревании этих метеоритов
их температуры достигли таких значений, что некото-
рая часть накопленных метеоритами газов была поте-
ряна. И тогда возрасты газоудержания мало что озна-
чают в смысле временного интервала. Понятно, что
потерн Не4 были больше, чем потери Аг40, так как Не4
легче диффундирует сквозь кристаллы, и потому най-
денные возрасты U, Th->He4 оказываются короче воз-
растов К40->Аг40. Возможны несколько источников
нагрева, которые могли обусловить потери газа. На-
иболее правдоподобным представляется повторный
нагрев при столкновениях, а у метеоритов с малыми
перигелийными расстояниями орбит — еще и нагрев
при приближениях к Солнцу.
КОСМИЧЕСКИЕ ВОЗРАСТЫ
Все, что находится в космосе, постоянно бомбарди-
руется космическими лучами (главным образом высо-
коэнергичными протонами). Попадая в атомные ядра,
они отщепляют от ядер (или скалывают) несколько
их протонов или нейтронов. Это приводит, разумеется,
к изменению самого атома: отнимите один протон
78
4. Возрасты метеоритов
у ядра Fe56, и оно превратится в ядро Мп55. Возможно
огромное число реакций скалывания. Примером ти-
пичной реакции может быть следующая:
Fe56 4- Н1
Ядра до Высокоэнергичные
столкновения протоны
С136
Остаток
ядер
4- Н3 4- 2Не4 + Не3 4- ЗН14- 4 нейтрона
Осколки, отделившиеся от ядер Fe5e
(плюс ударившийся протон)
Космические лучи сильно поглощаются образцами
горных пород метровых размеров или около того. По-
этому метеориты были защищены от космической ра-
диации до тех пор, пока находились внутри родитель-
ских тел или их обломков больших размеров. Но как
только родительские тела оказались раздробленными
на обломки размером в несколько метров (и до того
момента, когда они выпали на Землю), метеориты
подвергались действию космической радиации. Реак-
ции, подобные приведенной выше, между космически-
ми лучами и всеми видами ядер, которые входят в
состав метеорита, создают полный спек гр новых «кос-
могенных» ядер. Многие из таких ядер и раньше при-
сутствовали в метеоритах в больших количествах, но
другие оказываются редкими или вовсе не встречают-
ся (например, Н3, Не3, Ne20, Ne21, Ne22, Аг36 и Аг38).
Определяя количество этих космогенных ядер, появив-
шихся в метеорите, можно определить, сколь долго он
подвергался воздействию космических лучей в меж-
планетном пространстве, потому что чем дольше про-
должалось это воздействие, тем больше их накопилось.
Лучше всего измерять в метеорите обилие двух
космогенных изотопов — стабильного и радиоактив-
ного, какими, например, является пара Аг38 и Аг39.
Реакции скалывания порождают Аг39 (радиоактивное
ядро) во время движения метеорита по его орбите.
Образование Аг39 происходит с постоянной скоростью.
Но чем больше накопилось ядер Аг39, тем больше и
распадается их ежесекундно. В итоге через несколь-
ко периодов полураспада Аг39 достигается равновес-
ное состояние, когда распад Аг39 происходит с той же
Космические возрасты
79
Рис. 4.4. Образование изотопов аргона в обычном хондрите под
действием космической радиации.
Концентрация космогенного аргона, см
скоростью, что и его образование. Концентрация Аг39
не может стать выше достигнутого уровня (нижняя
кривая на рис. 4.4). Вследствие того что период по-
лураспада Аг39 (325 лет) весьма невелик по сравне-
нию с обшей временной шкалой событий, которые
оказывали влияние на метеориты, можно думать, что
равновесное состояние Аг39 успевает установиться
в метеоритах до того, как они упадут на Землю.
Равновесный уровень Аг39 в том или ином отдель-
ном метеорите интересует нас потому, что позволяет
определить скорость распада Аг39, а она совпадает
со скоростью образования Аг39 в соответствующем
метеорите под действием космических лучей*). Эта
*) В разных образцах одного и того же метеорита картина
оказывается различной, так как зависит от таких факторов, как
химический состав, и от того, насколько глубоко исследуемый
образец располагался внутри метеорита (а следовательно, частич-
но экранировался от действия космической радиации) во время
движения в межпланетном пространстве.
80
4. Возрасты метеоритов
скорость образования Аг39 вместе с эксперименталь-
ными данными об относительных скоростях образо-
вания Аг39 и Аг38 в образцах, подвергаемых облуче-
нию в циклотроне, позволяют вычислить скорость,
с которой в исследуемом метеорите под действием
космической радиации должно было происходить об-
разование Аг38. После этого, учитывая количество
Аг38, в действительности накопившееся в метеорите,
можно наконец определить его космический возраст,
т. е. продолжительность облучения космическими лу-
чами.
Таким способом во многих институтах, в том чис-
ле в Национальной лаборатории в Брукхейвене,
в Миннесотском университете и в уже упоминавшихся
европейских лабораториях было датировано большое
число метеоритов. Из совокупности полученных ре-
зультатов (рис. 4.5) следует несколько интересных
фактов:
1. Космические возрасты намного короче возра-
стов дифференциации и газоудержания. Большую
часть своей жизни (после охлаждения и до воздей-
ствия космической радиации) метеориты проводят
внутри холодных мертвых тел или их обломков зна-
чительных размеров.
2. Космические возрасты не разбросаны хаотич-
но, а группируются около некоторых определенных
значений: 5 и 22 млн. лет для бронзитовых хондри-
тов, 7 и 20 млн. лет для гиперстеновых и 700 млн.
лет для железных метеоритов. По-видимому, как под-
черкивал Андерс, каждая такая группа образовалась
в результате отдельного столкновения, которое прои-
зошло в космическом пространстве, когда тело из
вещества определенного типа было раздроблено на
обломки метровых и даже меньших размеров.
3. У хондритов (а также ахондритов, которые на
рис. 4.5 не показаны) по сравнению с железными ме-
теоритами космические возрасты намного короче. По-
видимому, это различие связано с большей проч-
ностью железных метеоритов, которые, вероятно, луч-
ше выдерживают столкновения в межпланетном
пространстве, чем каменные,
Вымершая радиоактивность
81
Рис. 4.5. Распределение космических возрастов метеоритов раз-
ных классов. Возрасты хондритов получены по уровню космоген-
ного Ne21, возрасты железных метеоритов — по космогенным изо-
топам калия (по измерениям Вошаге).
ВЫМЕРШАЯ РАДИОАКТИВНОСТЬ
В гл. 3 указывалось, что некоторые радиоактив-
ные изотопы с очень коротким периодом полураспада
могли войти в состав родительских тел в период их
первоначальной аккреции. Теперь, конечно, нам уже
не удастся обнаружить эти изотопы ни в Земле, ни
в метеоритах, потому что они давно «вымерли» и
оказались ниже уровня обнаружения. Перечень
82
4. Возрасты метеоритов
возможных короткоживущих радиоактивных изотопов,
потенциально наиболее важных, приведен в табл. 4.1.
Таблица 4.1
Важнейшие короткоживущие радиоактивные
изотопы
Изотоп Период полураспада, млн. лет
Be10 2,5
Al26 0,72
Cl36 0,3
Fee° -0,3
J129 16
Np237 2,2
Pu244 76
Cm247 > 40
Из всех этих изотопов наиболее заметные следы
должен был оставить, вероятно, I129, если только он
вообще существовал. I129 распадается, образуя Хе129.
Обилие I в метеоритах гораздо больше, чем обилие
Хе. Поэтому радиогенный Хе129 вполне мог образо-
ваться в количествах, достаточно больших, чтобы за-
метно изменить изотопный состав метеоритного Хе.
После того как Гаррисон Браун высказал в 1947 г.
предположение о возможности вымирания радиоак-
тивности, был предпринят ряд безуспешных попыток
обнаружить в метеоритах избыток Хе129. Наконец
в 1960 г. он был найден Рейнольдсом в хондрите
Richardton. Анализ изотопного состава Хе показал
(рис. 4.6), что обилие Хе129 в метеорите Richardton
на 50% больше, чем Хе в земной атмосфере. (По-
чему делается сравнение с земным Хе? Может быть,
аномальна Земля, а не Richardton? Нет, это исклю-
чено. Нетрудно понять, как мог возникнуть избыток
Хе при распаде радиоактивного J129, но не существует
процесса, который удалял бы Хе129, вызывая его не-
достаток в земном Хе. В углистых хондритах содер-
жание Хе129 в «первичном» Хе по существу такое же,
Вымершая радиоактивность
83
Рис. 4.6. Спектр масс Хе в хондрите Richardton. Горизон-
тальными штрихами показан нормальный изотопный состав атмо-
сферного Хе (по отношению к Хе132). Обилие Хе129 в метеорите
Richardton наполовину больше, чем обилие земного Хе129 [13].
как у земного Хе. По-видимому, оно представляет со-
бой неплохое приближение для содержания Хе129 в Хе
солнечной системы в целом.) Избыток Хе129 был най-
ден впоследствии во многих других метеоритах, в том
числе в одном железном (Sardis).
Хе129 позволяет определить другой тип возраста —
интервал образования. Смысл интервала образования
ясен из рис. 4.7. Задавая Д, В и период полураспада
I129, можно вычислить интервал образования С. Вели-
чина А в действительности неизвестна, но ее можно
оценить на основании теории образования элементов.
84
4. Возрасты метеоритов
Рис. 4.7. Кривая распада I129 в солнечной системе. / — новые
ядра, добавляемые к межзвездному облаку, из которого впослед-
ствии образовалась солнечная система; II— прекращение добав-
ки новых ядер, в том числе и I129; III — образование солнечной
системы: планеты разогреваются, I129 распадается с образованием
Хе129, который ускользает из горячих планет; IV — планеты осты-
ли, начали удерживать образующиеся радиогенные газы. Задавая
А и В (количество радиогенного Хе129, который сохранился в
планете; оно может быть измерено в метеоритах), можно рас-
считать С (интервал образования по I129-> Хе129).
К счастью, интервал образования не слишком чув-
ствителен к ошибкам в значении А. У изученных до
настоящего времени метеоритов интервалы образо-
вания варьируют от 90 до 250 млн. лет. Вероятно,
такие различия отражают (наряду с другими причи-
нами) несходство термической истории, пережитой
этими метеоритами: некоторые области родительских
тел метеоритов должны были остыть до температур
удержания Хе129 быстрее других.
Заметим, что интервалы образования содержат
больше информации, чем возрасты газоудержания,
обсуждавшиеся выше. Возрасты К40->Аг40 и U,
Th —► Не4 показывают только, что родительские тела
метеоритов остыли ~4,5-109 лет назад, и ничего не
говорят о том, что происходило раньше: ведь солнеч-
ная система могла быть в то время уже очень старой.
Благодаря интервалам образования 1129->Хе129 такая
Вымершая радиоактивность
85
возможность исключается: до остывания родитель-
ских тел метеоритов солнечная система существовала
не более ~ 200 млн. лет, а по-видимому, и того
меньше.
Два независимых пути исследования указывают на
существование в родительских телах метеоритов дру-
гого короткоживущего радиоактивного изотопа. Уран
может спонтанно делиться несколькими путями: кро-
ме деления с образованием РЬ и Не, что было рассмот-
рено выше, он имеет тенденцию делиться на ряд бо-
лее легких ядер, одним из которых является Хе136.
При делении выделяется, как известно, большое ко-
личество энергии. Разлетающиеся новые ядра вкола-
чиваются в кристаллическую решетку, оказавшуюся
на их пути, и создают в ней повреждения в виде сме-
щенных атомов решетки. Треки могут сохраняться
на протяжении миллиардов лет, если кристалл не
подвергнется нагреву (отжигу). Сотрудники «Джене-
рал электрик компани» (Шенектеди, Нью-Йорк)
Флейшер, Прайс и Уокер обнаружили, что, если кри-
сталлы, поврежденные делением, опустить в специ-
альный раствор кислоты или щелочи, жидкость
начинает проникать в треки, протравливая их и увели-
чивая настолько, что они становятся видны в микро-
скоп (рис. 4.8). После этого можно подсчитать число
треков и определить количество происшедших де-
лений.
Группа из «Дженерал электрик компани» выяс-
нила, что кристаллы полевого шпата в ахондрите
Moore County и включения пироксена в железном ме-
теорите Toluca содержат слишком много треков де-
ления, чтобы можно было считать ответственным за
их появление то количество U, которое содержится
в кристаллах. Примерно в то же время Роуи и Ку-
рода (Арканзасский университет) сообщили, что ахон-
дрит Pasamonte содержит слишком много Хе136, чтобы
можно было считать, что он создан содержащимися
в метеорите концентрациями U. Обе группы пришли
к заключению, что в метеоритах во время их образо-
вания должно было происходить деление другого
86
4. Возрасты метеоритов
Рис. 4,8. Треки заряженных частиц, обусловленные, по-видимому,
делением Pu244 во включениях пироксена из железного метеорита
Odessa [14].
типа ядер, а именно Pu244 (период полураспада
76 млн. лет). По Pu244, как и по I129, можно рассчитать
интервалы образования. Они оказались сходными
с интервалами образования I129—>Хе129 (у Мооге
County ~ 50 млн. лет, у Toluca ~ 200 млн. лет,
у Pasamonte ~ 300 млн. лет)*).
*) В действительности метеориты представляют собой очень
сложные образования и интерпретация их свойств менее опре-
деленна, чем указано в этой книге. В виде частного примера
особых метеоритов рассмотрим два ахондрита: La Fayette и
Nakhla. Они содержат аномальные количества Хе129, но не Хе136,
что свидетельствует о существовании I129, но не Pu244. Почему?
Если их родительское тело остывало настолько медленно, что не
смогло накопить продукты деления Pu244, то вместе с ними дол-
жен был исчезнуть и весь Хе129, так как период полураспада I129
короче, чем у Pu244.
Первичные инертные газы
87
ПЕРВИЧНЫЕ ИНЕРТНЫЕ ГАЗЫ
Многие из исследований, описанных в этой гла-
ве,— это исследования изотопов Не, Аг и Хе, т. е.
инертных газов. Инертные газы (в том числе Ne и Кг)
вообще представляют собой весьма благоприятный
объект изотопных исследований, потому что они не
связаны с другими элементами, входящими в состав
метеоритов, а лишь распределены между ними, так
что инертные газы легко можно полностью выделить
из метеорита (рис. 4.9). Кроме того, инертные газы
не конденсируются при умеренных температурах сол-
нечной системы и, следовательно, в сильной степени
терялись планетами при аккреции. Обедненность
планетного материала (в том числе и метеоритов)
Р и с. 4.9. Схема вакуумной линии для экстракции и очистки ме-
теоритных газов. Метеорит помещается в вакуум в молибденовом
тигле (у4) и подвергается плавлению индукционными токами вы-
сокой частоты, проходящими по обмотке (В), охватывающей ва-
куумный резервуар снаружи. Происходит выделение всех газов
из метеорита. Активные газы, как, например, О2 и N2 (атмосфер-
ные загрязнения), реагируют с нагретой титановой фольгой, рас-
положенной на их пути (С), после чего остаются только инерт-
ные газы. Хе, Кг и Аг вымораживаются на активированном дре-
весном угле (D), поддерживаемом при температуре жидкого
азота (—210°С); оставшиеся Не и Ne направляются затем для
анализа в масс-спектрометр (£). Позднее, когда температура
древесного угля повышается до температуры сухого льда
(—78° С), выделяется Аг, который может быть проанализирован
отдельно. Наконец, при нагревании древесного угля до 100° С
выделяются и исследуются Кг и Хе.
88
4. Возрасты метеоритов
Рис. 4.10. Обилия несанкционированных инертных газов в метео-
рите Старое Песьяное и фракционированных газов в метеорите
АЬее. Космические обилия этих газов показаны сплошной линией.
инертными газами приводит к тому, что изотопы
инертных газов, созданные при более поздних про-
цессах, легко обращают на себя внимание.
Однако «первичные» инертные газы, по-видимому,
не были полностью потеряны родительскими телами
метеоритов, и в некоторых метеоритах они весьма
обильны. Впервые это было замечено в 1956 г. совет-
скими учеными Герлингом и Левским, которые обна-
ружили большое содержание инертных газов в ахонд-
рите Старое Песьяное*). Их нельзя было рассматри-
вать как космогенные продукты или как земные
загрязнения. Они должны были быть первичными га-
зами, так и вошедшими в виде газов в состав метео-
ритов в какое-то раннее время. Было проведено много
*) Около 0,02 см? газа (главным образом Не4) в 1 см? ме-
теорита при комнатной температуре и давлении I атм.
Первичные инертные газы
89
детальных исследований по первичным газам в метео-
ритах, но полученные результаты до сих пор осмыс-
лены недостаточно. Из-за недостатка места мы мо-
жем лишь мельком коснуться этой весьма сложной
проблемы.
Сигнер и Зюсс указали, что метеориты содержат
первичные газы в обилиях, соответствующих двум
принципиально разным картинам. Они назвали их
солнечными и планетными газами (рис. 4.10). Сол-
нечные газы практически нефракционированны. Это
значит, что разные инертные газы присутствуют в тех
же относительных пропорциях, что и на Солнце. Сол-
нечные газы обнаруживаются в немногих метеоритах
разных типов, и большинство из них метаморфизо-
вано или переплавлено (например, ахондрит Старое
Песьяное). Поэтому кажется, что газы не могли на-
ходиться в метеоритах с самого начала: ведь при тех
высоких температурах, до которых нагревались эти
метеориты, газы должны были из них ускользнуть.
Обычно метеориты, богатые солнечными газами, брек-
чированы (представляют собой совокупность фраг-
ментов, более или менее прочно связанных между со-
бой). Исследовательской группе Химического инсти-
тута ЛАакса Планка (Майнц) удалось показать, что
инертные газы распределены в таких метеоритах не
равномерно, а концентрируются вблизи поверхности
брекчиевых обломков. Одно из возможных объясне-
ний предложено Венке: вероятно, осколки когда-то
не были связаны между собой, образовавшись при
ударе на поверхности родительского тела. Там они
подвергались бомбардировке солнечным ветром (по-
током низкоэнергичных частиц разных типов, в том
числе и ионов инертных газов, которые постепенно
испускаются Солнцем). Атомы инертных газов вко-
лачивались в поверхности осколков. Позднее осколки
консолидировались в плотном материале родитель-
ского тела.
Планетные газы были фракционированы и притом
так, что образовался недостаток более легких из них
(рис. 4.10). Они обильны только в сравнительно
неметаморфизованных хондритах, которые могут
90 4. Возрасты метеоритов
представлять собой материал, сохранившийся со вре-
мени формирования планет почти неизменным (гл. 5).
Возможно, что это действительно первичные газы. Це-
рингер считал, что фракционирование могло быть
вызвано частичными диффузионными потерями инерт-
ных газов из кристаллических минералов. Предпола-
гая, что в минералах были когда-то растворены инерт-
ные газы в солнечных пропорциях и что хондриты на
какой-то стадии подвергались умеренному нагреву,
легко видеть, что более легкие газы (атомы меньших
размеров) должны были легче диффундировать
сквозь кристаллические решетки и терялись в боль-
шей степени.
Церингер показал, что описанным механизмом
можно и количественно объяснить относительные оби-
лия и изотопные составы планетных газов, но для
этого необходимо предположить предельно высокую
концентрацию солнечных инертных газов.
5
ПЕРВИЧНОЕ
ПЛАНЕТНОЕ ВЕЩЕСТВО
Если у планет было начало, то либо они
должны были образоваться из сгустков веще-
ства, находившегося в несвязанном и хаотиче-
ском состоянии и рассеянного по огромному
объему пространства до тех пор, пока сила
притяжения не собрала его в крупные массы;
либо новые планетные тела формировались из
фрагментов, намного больших, чем те, на кото-
рые они раздробились в результате внешних
столкновении или внутренних взрывов... пред-
ставляется более вероятным, что многие из
этих первичных тел не смогли объединиться и
образовать более крупные планеты, так как
были слишком удалены друг от друга или дви-
гались с чрезмерно большой скоростью, и в
результате остались самостоятельными тела-
ми... и продолжали свой путь в пространстве
до тех пор, пока, попав в сферу тяготения
какой-нибудь планеты и падая на нее, не при-
водили к метеоритному явлению.
Хладни [4]
Мы уже видели, что метеориты очень стары. Это
самые старые образцы планетного вещества, доступ-
ные нам сегодня. Рассмотрим теперь возможность
(упоминавшуюся еще в предисловии), что возраст
некоторых метеоритов может быть датирован почти
«началом» и что, быть может, мы обладаем оскол-
ками каменистого планетного вещества, которое
сохранилось в том же состоянии, в каком оно находи-
лось во время рождения планет.
Каким же могло быть, по астрономическим сооб-
ражениям (если таковые имеются), первичное пла-
нетное вещество? Можно думать, что до возникнове-
ния солнечной системы ее вещество находилось в
дисперсном состоянии и содержало летучие вещества
(Н2, Не, Н2О, СНа), присутствовавшие в виде разре-
женных газов, и нелетучие вещества (типа окислов
Si, Mg и Fe) в виде мелких твердых частиц (пыль).
Полагают, что объединение (аккреция) этих;
92
5. Первичное планетное вещество
сконденсировавшихся частиц на некотором этапе при-
вело к росту планет, так что в состав первичного пла-
нетного вещества должны были войти агрегаты этих
частиц. Во время аккреции вряд ли могло происходить
сильное фракционирование химических элементов, по
крайней мере тугоплавких и нелетучих. Следователь-
но, первичное планетное вещество должно было быть
одинаковым и довольно однородным по составу. По-
скольку и Солнце, и планеты образовались, по-види-
мому, из одного и того же газо-пылевого облака
(гл. 6), то нелетучие элементы должны были содер-
жаться и в Солнце, и в планетах в одних и тех же
пропорциях. Наконец, поскольку в разных областях
пространства и в разное время под влиянием крайне
различных условий могли образоваться пылевые ча-
стицы, разные по составу, то не удивительно, что мы
обнаруживаем их в состоянии, неравновесном по от-
ношению друг к другу.
Таковы основные свойства хондритов. Не яв-
ляются ли эти хондриты (или по крайней мере неме-
таморфизованные хондриты) образцами первичного
планетного вещества? Это основной вопрос, на кото-
рый должна ответить метеоритика. Центральной
проблемой являются хондры — те удивительные ша-
рики из магматического вещества, которые характер-
ны для хондритов. Образовались ли они в ходе про-
цессов, при которых формировались планеты, или воз-
никли на крупных телах или внутри них? А может
быть, хондриты являются не первичным, а вторичным
веществом? Ответа на эти вопросы пока нет. Лично
мне кажется, что некоторые данные указывают на то,
что хондриты все-таки являются первичным вещест-
вом. Впрочем, эта точка зрения в настоящее время
оспаривается многими специалистами.
Юри считает, что поверхность первичных тел асте-
роидных размеров вскоре после их образования под-
верглась расплавлению, в результате которого про-
изошло разделение вещества (фракционирование
магмы) на слои разного химического состава. После
этого они затвердели. Некоторые тела в процессе
взаимных столкновений уменьшились до размеров
5. Первичное планетное вещество
93
небольших глыб. В дальнейшем эти глыбы выпадали
на поверхность уцелевших крупных тел. При сверх-
скоростных столкновениях не только происходило
разрушение поверхностных слоев тел-мишеней, уже
подвергшихся фракционированию, но в большинстве
случаев и плавление осколков. Капельки (хондры)
имели столь же разнообразный состав, как и камени-
стые поверхностные слои, из которых они возникли.
Капельки быстро остывали, снова падали на поверх-
ность тела-мишени, консолидируясь впоследствии в
хондритную породу. Никакого первичного вещества
в этом случае не сохранялось.
Заслуживает ли эта гипотеза большего доверия,
чем предположение о первичности хондритов, зави-
сит от интерпретации рис. 2.5, где сравниваются со-
став Солнца и хондритов. Каждый видит в нем под-
тверждение своих взглядов. В гл. 2 я утверждал, что
согласие между составом Солнца и хондритов если и
не прекрасное, то удивительно хорошее. Профессор
Юри, наоборот, обращает внимание на разброс точек
и рассматривает его как свидетельство того, что хон-
дриты не могли образоваться непосредственно из га-
зо-пылевого облака, предшествовавшего солнечной
системе.
Магматические процессы приводят к сильному хи-
мическому фракционированию каменистых веществ.
Это давно уже известно на основании геологических
исследований. На рис. 2.6 было показано, насколько
сильно изменен по сравнению с солнечным состав
земной коры (продукт фракционирования магмы),
как обогащена кора одними элементами и обеднена
другими. Если на поверхности планеты действительно
произошло такое фракционирование, то что же могло
вновь восстановить содержание нелетучих до солнеч-
ных значений, показанных на рис. 2.5? Удары, при-
водящие к разбрызгиванию и перемешиванию магма-
тических пород? Какие-либо другие причины? Мало-
вероятно.
Некоторые положения гипотезы Юри вызывают и
другие возражения. Взрывы, происходящие при сверх-
94
5. Первичное планетное вещество
скоростных ударах на поверхности тела-мишени, дол-
жны были бы приводить к образованию гораздо
больших (и вовсе не расплавленных) осколков, чем
хондры. На это указывают как теоретические сообра-
жения, так и эксперименты (подземные ядерные
взрывы). Следовательно, хондриты должны были бы
состоять главным образом из угловатых обломков
магматических пород разных типов и размеров.
В действительности дело обстоит совсем не так. В тех
случаях, когда хондриты содержат угловатые облом-
ки, это почти всегда ранее существовавшее камени-
стое хондритное вещество. Каменистые фрагменты
типа изверженных пород крайне редки.
Кроме того, обсуждаемые процессы происходили
на поверхности крупных тел, а скорости остывания
большинства хондритов, оцениваемые по их металли-
ческим минералам (гл 3), указывают, что хондриты
находились внутри своих родительских тел на значи-
тельной глубине (в несколько десятков километров).
Представляется невероятным, чтобы осколки, обра-
зовавшиеся в результате сверхскоростных ударов,
скапливались па подобной глубине. При сверхско-
ростных ударах малые тела теряют вещество. Коли-
чество вещества, выбрасываемое с поверхности тела
со скоростями, превосходящими скорость убегания,
гораздо больше, чем приносит с собой тело-снаряд.
По этой причине осколочные слои не могут расти до
бесконечности, а должны иметь некоторую постоян-
ную среднюю толщину, не превышающую глубины
кратеров.
Модель Юри основана на процессе фракциониро-
вания магмы, который приводит к различиям в со-
ставе каменистых веществ и минералов в коре небес-
ного тела. В таком случае осколки расплавленных
кристаллов (хондры) должны отличаться по составу,
что и наблюдается. Но недавно были описаны неко-
торые хондры с весьма своеобразными свойствами
как в отношении минералогического, так и общего
состава (рис. 5.1). Насколько известно, при фрак-
ционировании магмы в Земле подобные вещества ни-
когда не возникали. По-видимому, на хондры дей-
5. Первичное планетное вещество
95
/ лилг
Н------------1
Рис. 5.1. Микрофотография тонкого шлифа хондрита Mezd-Ma-
daras. Видны хондры (М), содержащие редкий ярко-зеленый ми-
нерал меррихьюит (К, Na)2(Fe, Mg)5Sii203o- На Земле этот мине-
рал не обнаружен, вероятно, потому, что земные изверженные
породы, содержащие К, Na, никогда не бывают так бедны А1,
как этот хондрит. Остальные хондры имеют более обычный СО’
став (фотография Додда и Ван Шмуса).
ствовал какой-то другой механизм фракционирова-
ния, не известный в нашей земной практике.
И наконец, в настоящее время мы можем доволь-
но уверенно говорить о том, что сверхскоростные уда-
ры на поверхности одной из планет — а именно Лу-
ны — не создают вещества хондритного характера.
Полеты к Луне по программам «Сервейер» и «Апол-
лон» доказали, что лунные моря имеют не хондрит-
ный, а базальтовый состав. Образцы, доставленные
«Аполлоном», содержат стеклянные шарики, или
хондры, образовавшиеся, по-видимому, при плавлении
вещества во время удара, но они гораздо менее
96
5. Первичное планетное вещество
обильны (в лучшем случае 1%), чем угловатые
осколки*). Лунная почва не похожа на обыкновен-
ные неравновесные хондриты, которые более чем на
50% состоят из хондр (рис. 2.3).
Другие исследователи придерживаются промежу-
точной точки зрения, считая, что хондриты не яв-
ляются ни истинным первичным, ни более поздним
планетным веществом, а представляют собой нечто
среднее. Рингвуд (Австралийский национальный уни-
верситет) и Фредриксон (Смитсонианский институт,
США) полагают, что первичное вещество планет и
астероидов было мелкодисперсным и недифференци-
рованным, но не содержало хондр и металлического
никелистого железа. Они предполагают, что углистые
хондриты типа 1 (С1, гл. 2) дают представление
о первичном веществе. Никель и железо в этих ме-
теоритах присутствуют в окисленном или сульфидном
состоянии. После того как тела, состоящие из подоб-
ного вещества, объединились, произошли какие-то
«высокоэнергичные» события, которые привели к ча-
стичному плавлению этого вещества с образованием
хондр. Продукты восстановления углеродом при вы-
соких температурах шли с образованием никелистого
железа:
2 (Fe, Ni)O + C —> Fe, Ni + CO2 (газ).
Такими «высокоэнергичными» событиями могли
быть сверхскоростные удары, в результате которых
возникали брызги-хондры (как это предполагает
Юри). Или же могло иметь место что-то похожее на
извержение вулкана. Фредриксон предполагает, что
протопланетные тела бомбардировались кометами,
которые при ударе зарывались в землю. Механиче-
ская энергия удара превращалась в тепловую, пере-
плавляя вещество и испаряя льды, из которых глав-
ным образом состоят кометные ядра. Газы, получаю-
*) Аналогичные результаты получены при изучении образцов
грунта, доставленных на Землю советской автоматической стан-
цией «Луна-16». — Прим, перев.
5. Первичное планетное вещество
97
щисся в результате испарения льдов, оказывались под
большим давлением и, расширяясь, выплескивали
на поверхность целые дожди расплавленных капе-
лек.
Против этой гипотезы тоже можно выдвинуть не-
сколько серьезных возражений. Так, например, веще-
ство типа CI, подвергшееся внезапному плавлению и
разбрызгиванию и находившееся в совершенно одно-
родном состоянии, не могло бы создать капельки,
столь сильно отличающиеся друг от друга по составу.
В то же время на основании различий в минералогии
хондр, которые присутствуют в одном и том же хонд-
рите (рис. 5.2), мы знаем, что их состав крайне раз-
личен. Хондры причудливого строения, похожие на
показанные на рис. 5.2, найти очень трудно. То собы-
тие, которое привело к образованию хондр, должно
было вызвать и химическое фракционирование.
Еще одно возражение заключается в следующем.
Вещество типа С1 содержит большое количество ле-
тучих (органические соединения и химически свя-
занная вода) — около 25% по весу. Состоящие из
него капельки должны были бы вспениваться при
быстром плавлении, и летучих больше не было бы
в хондрах. Но улетучивание газов вряд ли было
100-процентным. В таком случае мы должны были бы
по крайней мере в некоторых хондрах находить со-
хранившиеся газовые пузырьки. Однако этого нико-
гда не наблюдалось: хондры пузырьков не содер-
жат *).
Нельзя считать (по методу исключений), что ав-
тор доказал первичность хондритов. В таком предпо-
ложении тоже есть свои трудности, которые мы обсу-
дим в гл. 7. И все же, с моей точки зрения, гипотеза
о первичности хондритов лучше может объяснить их
свойства, чем какой-либо другой рассмотренный ме-
ханизм. Две следующие главы будут посвящены ана-
лизу ранних процессов, происходивших в солнечной
*) Л. Г. Кваша (Комитет по метеоритам АН СССР), зани-
маясь исследованием хондр, пришла к выводу, что такие пузырь-
ки иногда наблюдаются. — Прим, перев.
4 Зак. 980
Рис. 5.2. Хондры четырех типов, найденные в одном и том же
хондрите Chainpur. а — стекло с небольшим количеством кри-
сталлов’оливина; б — тонковолокнистый пироксен и полевой шпат;
в — кристаллы пироксена с промежутками между ними, заполнен-
ными стеклом; г — кристаллы оливина с промежутками между
ними, заполненными стеклом. Стекло в в и а частично денитри-
фицировано. Диаграмма внизу слева характеризует различие в
общем составе (измерено) этих четырех хондр по отношению к
четырем металлическим элементам (атомн. %). Столбик tn ха-
рактеризует состав меррихьюитовой хондры, приведенной па
рис. 5.1.
5. Первичное планетное вещество
99
системе, и образованию планет на основании предпо-
ложения, что неметаморфизованные хондриты яв-
ляются тем материалом, из которого создавалось ве-
щество планет.
Сначала нужно будет остановиться на процессе
образования солнечной системы, исходя из сообра-
жений, более общих, чем астрофизические. Это сде-
лано в гл. 6.
6
ПРОИСХОЖДЕНИЕ
СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Я полагаю, что вещество, из которого со-
стоят тела нашей солнечной системы — все пла-
неты и кометы, — до начала всех вещей было
разложено на свои первичные элементы и за-
полняло весь тот объем вселенной, в котором
движутся теперь образовавшиеся из них тела.
Иммануил Кант [15]
Существует два рода гипотез образования планет.
Одни из них опираются на необычные и нередко ка-
тастрофические события, в результате которых воз-
никли планеты: скользящее столкновение или близ-
кое прохождение какой-либо звезды и Солнца;
случайное прохождение Солнца сквозь плотное меж-
звездное пылевое облако; взрыв существовавшей ра-
нее группы звезд и преобразование Солнца в асим-
метричную сверхновую. К этому роду гипотез отно-
сятся известные гипотезы Чемберлина — Мультона
и Джинса — Джеффриса.
Гипотезы другого типа пытаются описать возник-
новение планет как естественный результат образова-
ния побочных продуктов эволюции звезд. Среди них
гипотезы Декарта, Канта и Лапласа, а также со-
временные гипотезы Берглаге, Альвена, Вайцзеккера
и Койпера. Этот перечень дает общее представление
о попытках осмыслить происхождение планет*). Те-
перь уже понятно, что многие свойства нашей пла-
нетной системы представляют собой естественный ре-
зультат звездной эволюции.
Ранние представления Канта о том, что солнечная
система образовалась в результате аккреции перво-
*) Большую роль в развитии космогонии солнечной системы
сыграли работы советских астрономов В. Г. Фесенкова,
О. Ю. Шмидта, Л. Э. Гуревича и А. И. Лебединского. — Прим,
перев.
6. Происхождение солнечной системы
101
Рис. 6.1. Туманность Ориона — светлое, сравнительно плотное
облако газа и пыли поперечником около 100 световых лет. Ту-
манность содержит много звезд типа Т Тельца и горячих моло-
дых звезд классов О и В, по-видимому, только что образовав-
шихся из ее вещества. (Обсерватория Гарвардского колледжа.)
начально дисперсного вещества, в настоящее время
кажутся довольно правильными. Некоторые данные
астрономии указывают на то, что звезды возникают
внутри огромных газо-пылевых облаков поперечни-
ком в несколько световых лет, подобных тем, кото-
рые видны во многих частях нашей Галактики
(рис. 6.1). Весьма значительную роль в развитии этой
концепции сыграл Лайман Спитцер (Принстонский
университет, США). Нормальная плотность газа в Га-
лактике в межзвездном пространстве составляет
~ 0,1 атома водорода в 1 сл/3, тогда как в этих об-
лаках плотность достигает 1000 атомов водорода в
I см3.
102
6. Происхождение солнечной системы
Как известно из спектральных исследований, меж-
звездный газ состоит из Н, С, N и О с небольшой
примесью атомов металлов. Пылевые частицы ма-
лы— микронных размеров (может быть, на порядок
больше или меньше). Их состав не известен. Но так
как частицы находятся в сильно охлажденном со-
стоянии (10—20° К), все атомы, которые сталки-
ваются с ними, должны прилипать к ним, т. е. кон-
денсироваться, за исключением Н, Не и Ne. Таким
образом, состав пылевых частиц, по-видимому, слож-
ный, а структура не упорядочена.
Если звезды рождаются в межзвездном простран-
стве, то в этом пространстве должно быть то же оби-
лие Н и Не, которое наблюдается на Солнце и звез-
дах. Наши сведения о межзвездном веществе (прав-
да, далеко не полные) не противоречат этому. Мы
начали понимать, почему элементы существуют именно
в наблюдаемых, а не в каких-либо иных обилиях.
Вероятно, вселенная намного старше Солнца и це-
лые поколения звезд рождались, развивались и уми-
рали до того, как произошли события, описываемые
в этой главе. Первичное вещество вселенной могло
целиком состоять из Н, и уже потом термоядерные
реакции в недрах звезд связали ядра водорода в ядра
более тяжелых элементов. Жизненный путь старой
звезды иногда завершается образованием сверхновой,
при взрыве которой в межзвездное пространство
вновь выбрасывается созданное ею вещество, в том
числе и тяжелые элементы. Ядерная физика позво-
ляет нам представить, какие реакции должны идти
в недрах звезд и каковы должны быть относительные
обилия рождающихся ядер. Эти вычисленные обилия
очень хорошо согласуются с наблюдаемыми солнеч-
ными и звездными обилиями элементов.
Мы можем различить шесть стадий в развитии
аномально плотного образования из межзвездной ма-
терии— облака, которые, как мы думаем (главным
образом на основании теоретических соображений),
ведут к образованию звезд с планетными систе-
мами.
Стадия 2 — коллапс
103
СТАДИЯ 1 — ГРАВИТАЦИОННАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ
Межзвездные облака и межзвездная среда в це-
лом почти всюду находятся в состоянии, близком к
равновесию между силами тяготения и давления. Пе-
ремещения межзвездного вещества — это турбулент-
ное вращение, близкое к хаотическому. Однако, если
облако становится достаточно плотным и достаточно
большим, оно оказывается неустойчивым: тяготение
становится преобладающей силой в облаке, и оно на-
чинает сжиматься. Спитцер показал, что облако, масса
которого в 10—20 тысяч раз превышает солнечную
массу, коллапсирует под действием собственной силы
тяжести, если его плотность превышает ~ 20 атом/см3.
В нашей Галактике найдено много межзвездных об-
лаков с примерно такими свойствами.
СТАДИЯ 2 — КОЛЛАПС
Во время сжатия облака давление газа внутри
него возрастает, гравитационная энергия переходит
в другие виды, главным образом в тепловую. В даль-
нейшем все зависит от того, на что расходуется это
тепло. Если оно не может накапливаться в облаке,
а по мере генерации излучается в космическое про-
странство, то температура в облаке остается постоян-
ной (изотермический коллапс); в этом случае давле-
ние возрастает обратно пропорционально, уменьшению
объема. Если же тепло остается в облаке (адиаба-
тический коллапс), давление растет обратно пропор-
ционально изменению объема в степени ~ 1,4. Ре-
зультаты получаются весьма различные: коллапс об-
лака до Vio его начальных линейных размеров
(Viooo начального объема) при изотермическом кол-
лапсе вызовет увеличение давления в 1000 раз, а при
адиабатическом — более чем в 16 000 раз.
Давление газа оказывает действие, противополож-
ное действию тяготения, и препятствует сжатию. При
адиабатическом коллапсе давление растет быстро и
вскоре коллапс может приостановиться. Однако рас-
сматриваемые нами разреженные облака межзвездного
104
6. Происхождение солнечной системы
газа и пыли на первых стадиях сжатия оказываются
совершенно прозрачными для инфракрасных лучей,
так что генерируемое тепло может излучаться в кос-
мическое пространство; иными словами, на этой стадии
система является примерно изотермичной. В таких
условиях, хотя градиент газового давления в процес-
се коллапса увеличивается, гравитационные силы рас-
тут еще быстрее (по мере того как части облака при-
ближаются друг к другу) и коллапс продолжается.
Части облака сближаются со скоростью свободного
падения. Примерная шкала времени для коллапса
межзвездного облака приведена в табл. 6.1.
Таблица 6.1
Стадии коллапса межзвездного облака
(все значения весьма приближенные)
Диаметр всего облака, световые годы Время, не- обходимое для достижения следующей стадии Плотность газа, атомам? Минимальная масса «фраг- мента», способного колла- псировать самостоятельно, солнечные массы
100 ю7 20 16 000
10 3- 106 2- 104 450
1 104 2- 107 15
0,1 — 2 -1010 0,5
СТАДИЯ 3 —ФРАГМЕНТАЦИЯ
Как уже отмечалось, для того чтобы начался са-
мостоятельный коллапс, облако должно быть в ты-
сячи раз массивнее нашего Солнца. Но в таком слу-
чае должна существовать и следующая стадия, на ко-
торой облако делится на части, каждая из которых
развивается затем в отдельную звезду. Это утвержде-
ние не противоречит развитию самостоятельного кол-
лапса газовых систем. Чем выше становится плот-
ность газа, тем менее массивным может быть фраг-
мент, выделившийся из облака, который может в
дальнейшем коллапсировать самостоятельно. Плот-
ность начального межзвездного облака по мере раз-
Стадия 3 — фрагментация
105
Р и с. 6.2. Коллапс, фрагментация и вторичная фрагментация
межзвездного облака (схема).
вития коллапса возрастает, и становится возможным
его деление на все более мелкие и все более много-
численные части (см. последний столбец табл. 6.1 и
рис. 6.2). В местах флуктуаций плотности, т. е. в ме-
стах с более высокой плотностью, чем средняя плот-
ность вещества в облаке, должны образовываться но-
вые небольшие облака, или протозвезды. Однако эта
картина усложняется наличием магнитных полей,
вмороженных в облака межзвездного газа. Сильные
поля препятствуют делению, или фрагментации. При-
ходится либо предполагать очень слабые начальные
магнитные поля, либо считать, что поле и ионы газа,
с которыми оно связано, отделяются от облака во
время коллапса. Заметим, что начальное облако,
106
6. Происхождение солнечной системы
сколлапсировавшее до размеров ~ 0,1 светового года,
может делиться на системы размером с наше
Солнце.
СТАДИЯ 4 — ВРАЩАЮЩИЙСЯ ДИСК
Рассматриваемое нами начальное межзвездное
облако должно было медленно вращаться, потому
что вращательным движением обладает вся Галак-
тика, частью которой облако и является (полный обо-
рот Галактика совершает за 200 млн. лет). Поэтому
облако обладало моментом количества движения, ко-
торый должен был сохраняться во время коллапса.
Вследствие этого, чем больше сжималось облако
(а позднее — его фрагменты), тем быстрее оно (они)
должно было вращаться. Вращение системы вело
к двум важным следствиям. Во-первых, разные фраг-
менты не падали прямо к центру масс системы (как
показано на рис. 6.2), не сталкивались там и не сли-
вались в одну сверхмассивную звезду. Из-за враще-
ния их пути были не прямыми, а искривлялись и
фрагменты описывали эллиптические орбиты вокруг
центра масс системы. По этой же причине многие про-
тозвезды избежали столкновений.
Во-вторых, по мере того как вращение фрагмен-
тов ускорялось, они должны были становиться из
примерно сферических все более уплощенными, т. е.
дискообразными. Камерон (Университет Ешивы,
Нью-Йорк, США) пришел к выводу, что в некоторых
из этих дисков должна была иметь место концентра-
ция масс к центру, другие могли быть просто дис-
ками из газа и пыли без такой концентрации. К та-
ким различиям должны были привести небольшие
различия в распределении плотности фрагментов, су-
ществовавшие еще до этой стадии. Камерон предпо-
лагает, что из дисков первого типа (с центральным
сгущением) дожны были образоваться звезды с пла-
нетными системами, из дисков второго типа—двой-
ные звезды.
Стадия 5 — медленное сжатие
107
СТАДИЯ 5-МЕДЛЕННОЕ СЖАТИЕ
(СЖАТИЕ ГЕЛЬМГОЛЬЦА—КЕЛЬВИНА)
Коллапс диска закончился, когда процесс из изо-
термического стал адиабатическим. Такой момент на-
ступил потому, что в процессе коллапса плотность
диска увеличивалась и вещество его становилось все
менее и менее прозрачным для излучения. Сначала
увеличение непрозрачности было обусловлено ростом
концентрации твердых пылевых частиц. Потом, когда
температура несколько возросла, с пылевых частиц
испарились такие газовые соединения, как Н2О, NH3
и СН4, которые начали поглощать излучение, превра-
щая его в энергию вращательного и колебательного
движения молекул. При еще более высоких темпе-
ратурах поглощенная энергия затрачивалась на дис-
социацию этих соединений и, наконец, на ионизацию
отдельных атомов. До тех пор пока освобождавшаяся
гравитационная энергия тратилась на диссоциацию
и ионизацию, температура поднималась довольно мед-
ленно и коллапс продолжался. Но как только затра-
ты на диссоциацию и ионизацию прекратились (все
вещество уже было и диссоциировано, и ионизовано),
температура, а следовательно, и давление стремительно
возросли и коллапс прекратился. Согласно Камерону,
на этой стадии диск имел примерно такие же разме-
ры, как у нашей солнечной системы, но был более
массивным (может быть, раза в два массивнее).
В центре диска температура достигала нескольких
десятков тысяч градусов, а на расстояниях, превы-
шающих размеры современной орбиты Юпитера,—
нескольких тысяч градусов.
Постепенно диск разделился на два дискретных
компонента — сравнительно плотную центральную
конденсацию, или протосолнце, и тонкую вращаю-
щуюся туманность из разреженного газа и пыли,
окружающую протосолнце. Протосолнце продолжало
сжиматься с превращением гравитационной энергии
в тепловую, но теперь излучать тепло могла только
его поверхность. Остальная часть протосолнца теря-
ла его только путем медленной конвекции в газе,
108
6. Происхождение солнечной системы
обеспечивающей поток тепла к поверхности. Сжатие
стало медленным и регулярным процессом. В отли-
чие от предыдущей стадии коллапса недра протосолн-
ца находились теперь в состоянии гидростатического
равновесия. В этих условиях к поверхности попадало
и излучалось ею всего около половины тепловой энер-
гии, генерируемой в процессе сжатия. Большая же
часть энергии сохранялась и все больше увеличивала
внутреннюю температуру протосолнца.
Отдельные элементы туманности в своем движе-
нии около протосолнца подчинялись тем же самым
физическим законам, что и современные планеты,
кружащиеся около Солнца. Чем дальше был распо-
ложен элемент туманности, тем больше был период
его обращения. Таким образом, каждый элемент ту-
манности обгонялся движущимися быстрее внутрен-
ними элементами, а он в свою очередь оставлял
позади движущиеся более медленно внешние элемен-
ты. Но при этом элементы тормозили друг друга. Вы-
деленный элемент газа и пыли должен был тормозить
тот внутренний элемент, который в данный момент
проходил мимо него, а сам должен был им уско-
ряться. Величина торможения и степень его влияния
на туманность в целом должны были зависеть от
эффективной вязкости. Это в свою очередь опреде-
лялось плотностью и степенью турбулентности газа,
а также магнитными полями в нем. Камерон посту-
лировал, что газ обладал высокой турбулентностью,
так что путем вязкого трения могла осуществляться
передача значительной доли момента количества дви-
жения от одного элемента к другому. Взаимное тре-
ние между всеми элементами газа, входившего в ту-
манность, должно было привести к замедлению вра-
щения газа во внутренних областях туманности и
ускорить вращение его на периферии. Замедленные
внутренние слои газа должны были переходить на все
меньшие орбиты, приближаясь к протосолнцу по спи-
рали, и выпадать на него. Камерон полагает, что про-
тосолнце сначала было очень маленьким и выросло
до современных размеров за счет добавления к нему
вещества протопланетного облака. Ускоренные крае-
Стадия 6 — генерация ядерной энергии
109
вые области туманности должны были отодвигаться
от центра.
СТАДИЯ 6 —ГЕНЕРАЦИЯ ЯДЕРНОЙ ЭНЕРГИИ
Протосолнце продолжало медленно сжиматься, и
его внутренняя температура увеличивалась. При не-
котором значении температуры тепловое движение
атомов газа стало настолько быстрым, что при столк-
новениях друг с другом они обнаруживали тенденцию
к слиянию (термоядерная реакция). Эта стадия была
достигнута в протосолнце, когда оно сжалось до раз-
меров, превосходящих современные примерно в 10 раз,
а температура в его центре достигла ~ 800 000° К.
Дальнейшее сжатие и рост температуры привели
к возникновению серии ядерных реакций, общим ре-
зультатом которых было превращение водорода в ге-
лий и освобождение огромных количеств энергии.
В дальнейшем освобождение термоядерной энергии
шло достаточно быстро для того, чтобы скомпенсиро-
вать потери тепла на излучение с поверхности Солн-
ца. Температура в его недрах достигла уровня, до-
статочно высокого для того, чтобы поддержать дав-
ление газа, которое в свою очередь было достаточным,
чтобы уравновесить гравитационные силы, сжимаю-
щие Солнце. Сжатие прекратилось, и Солнце пере-
шло в состояние, наблюдаемое и теперь. После этого
эволюция Солнца протекала очень медленно. Вычис-
ления показали, что медленное сжатие (сжатие
Гельмгольца — Кельвина) продолжалось ~ 70 млн.
лет (период между концом коллапса, характеризую-
щимся свободным падением масс, и временем, когда
Солнце достигло современного квазистационарного
состояния).
К этому времени туманность, вероятно, исчезла.
По-видимому, в самом начале стадии медленного
сжатия большая часть протозвезды в результате ин-
тенсивных процессов испарения (типа мощного сол-
нечного ветра) была выметена в межзвездное про-
странство. Никто не знает, почему это произошло. Это
не теоретический результат, а наблюдаемый факт.
Полагают, что иллюстрацией ранней стадии сжатия
Рис. 6.3. LkHa120 — переменная звезда типа Т Тельца (в цен-
тре). Видна яркая туманная оболочка вокруг звезды, по-види-
мому, состоящая из вещества, выброшенного на расстояния, в
тысячи раз превышающие размеры нашей солнечной системы
(фотография Хербига, Ликская обсерватория) [16].
Стадия 6 — генерация ядерной энергии
111
в эволюции звезды могут служить представители од-
ного частного класса звезд — переменные типа Т
Тельца (рис. 6.3). Их спектры содержат линии погло-
щения, смещенные в сторону коротких длин волн, и
это интерпретируется как указание на то, что свет
звезды прошел сквозь газы, движущиеся прочь от
нее со скоростями от 80 до 230 км/сек. Средняя ско-
рость утечки оценивается в одну земную массу за
1000 лет. Представляется весьма вероятным, что наша
солнечная система тоже прошла через подобную ста-
дию и что туманность не пережила ее. Выброс огром-
ных масс из центральной конденсации должен был
вымести прочь газы туманности. Массы, теряемые
на стадии Т Тельца, и в самом деле могут целиком
состоять из вещества туманности. Этот процесс ответ-
ствен за потерю массы на той стадии, когда, согласно
Камерону, из диска с центральной конденсацией,
имеющего массу порядка двух солнечных масс, шло
образование солнечной системы.
На некоторой стадии до того, как туманность была
выметена, нелетучие элементы, входившие в ее со-
став, каким-то образом сконденсировались и объеди-
нились в твердые частицы*).
К тому времени, когда началась эжекция газа, эти
частицы выросли до значительных размеров (больше
пылинок). В противном случае они были бы выме-
тены вместе с газами за пределы туманности.
В гл. 5 обосновано, что первичное вещество было,
по-видимому, похоже на хондриты. В следующей
главе будут рассмотрены процессы конденсации, агло-
мерации и рост планет в солнечной туманности.
*) Спектральные исследования звезд показывают, что в мо-
лодых звездах (типа Т Тельца) литий является более обильным,
чем в развитых звездах главной последовательности. По-видимо-
му, Li разрушается в звездах по мере их старения, может быть,
превращается в Не в результате реакций, идущих в их горячих
недрах. Став на эту точку зрения, мы можем понять противоре-
чие в обилии Li на рис. 2.5. Очевидно, хондриты сохранили «вос-
поминание» о том времени, когда наше Солнце еще недалеко
ушло от стадии Т Тельца, и Li в солнечной системе был тогда
более обилен, чем теперь.
7
ОБРАЗОВАНИЕ ПЛАНЕТ
Эжектированное вещество должно было
сначала находиться в свободном молекулярном
состоянии, так как, согласно гипотезе, оно было
выброшено газообразным телом; однако несо-
мненно, что из-за огромной дисперсности и
огромных размеров облучаемой поверхности
более тугоплавкие вещества вскоре перешли в
жидкое, а потом и в твердое состояние, в ка-
кой-то степени слипаясь друг с другом, обра-
зуя агломераты.
Чемберлин [17]
Мы нарисовали общую (впрочем, довольно не яс-
ную) картину рождения солнечной системы, которая
сначала представляла собой газо-пылевой уплощен-
ный диск, медленно вращающийся в безбрежных про-
сторах вселенной. В центральной области, где теперь
движутся планеты земной группы, было жарко. Тем-
пературы здесь были настолько высоки, что все эле-
менты перешли в газообразное состояние и пыли не
осталось. Потом в центре диска начало формировать-
ся маленькое Солнце. Постепенно оно росло, поглощая
газы из окружающей туманности.
Центральная область расходовала на излучение
огромную энергию. В течение времени, измеряемого
месяцами или немногими годами, она должна была
остыть до температур, ‘ при которых конденсируются
металлические элементы. Чемберлин, по-видимому,
первый описал первоначальный период конденсации,
в ходе которой образовались мелкие частицы, или
«планетезимали»*). Правда, Чемберлин полагал, что
остывающий газ имел не межзвездное происхождение,
а был веществом самого Солнца, вырванным из него
проходящей мимо звездой.
Нетрудно увидеть, что во внешних областях туман-
ности, вдали от молодого Солнца, конденсация должна
*) В настоящее время под планетезималями обычно пони-
мают довольно крупные тела: зародышй планет. — Прим, перев.
Фрагментация туманности?
ИЗ
была быть более полной. Здесь должны были конден-
сироваться даже такие летучие вещества, как водяной
и аммиачный льды (если ранее они были испарены
с первичных межзвездных пылинок). В теплой цент-
ральной части туманности могли конденсироваться
лишь тугоплавкие металлы и каменистые соединения.
Это явилось причиной того, почему возникли планеты
двух типов — планеты земного типа, небольшие по
размерам, с высокой плотностью, состоящие из каме-
нистых веществ, и планеты-гиганты с низкой плот-
ностью, состоящие в основном из льдов. Когда скон-
денсировавшиеся частицы объединились в планеты,
внешние планеты выросли до больших размеров, по-
тому что соединения, входящие в состав льдов, были
в туманности более обильны, чем металлы и камени-
стые соединения, а также потому, что они образова-
лись в результате вычерпывания вещества из боль-
шего объема туманности.
ФРАГМЕНТАЦИЯ ТУМАННОСТИ?
Как раз на этой стадии возникает главная неопре-
деленность в поведении туманности. Сохранилась ли
она в виде единого диска до тех пор, пока ее газы не
рассеялись в результате действия механизма, подоб-
ного солнечному ветру (гл. 6), или в ней продолжа-
лась фрагментация и независимый гравитационный
коллапс, который привел к образованию самого диска,
и в результате туманность разделилась на многочис-
ленные массы коллапсирующего газа, движущиеся по
самостоятельным орбитам около молодого Солнца?
Этот вопрос частично разрешается с помощью крите-
рия неустойчивости Джинса — математического выра-
жения, куда входят значения плотности и температу-
ры газа, а также размеры гипотетической начальной
области возмущения, необходимые для того, чтобы на-
чалось деление. Критерий Джинса указывает на воз-
можность фрагментации системы, состоящей из газа
и имеющей как раз такие размеры и плотность, какие
предполагаются у околосолнечной туманности.
114
7. Образование планет
Койпер, а позднее Юри описали раннюю солнеч-
ную систему, в которой происходит фрагментация
туманности на большое число газовых масс, или прото-
планет. В каждой из них сконденсировавшиеся твер-
дые частицы двигались к центру и слипались в пла-
нету земного типа. Газовая оболочка позднее была
сдута солнечным ветром или другим аналогичным ме-
ханизмом. Юри считает, что таких протопланет, в ко-
торых шло образование небольших твердых планет
(по размерам сравнимых с Луной), было довольно
много. Большинство из этих «первичных» объектов
позднее было разрушено при взаимных столкновениях,
а некоторая часть осколков в дальнейшем снова под-
верглась аккумуляции, образовав современные пла-
неты, или «вторичные» объекты. (Здесь и далее речь
идет только о планетах земной группы.)
В вопросе о вторичной фрагментации (делении сол-
нечной туманности) сохраняется, однако, существен-
ная неопределенность. Критерий Джинса не учитывает
гравитационного воздействия на газовую систему мас-
сивного тела (протосолнца). Приливные возмущения,
обусловленные Солнцем, должны были бы разрушать
формирующиеся планеты, если их плотность не пре-
вышала некоторого определенного значения (предел
Роша). В соответствии с этим, чтобы гарантировать
устойчивость планет, Юри постулировал наличие мас-
сивного облака с плотностью больше предела Роша.
Но тогда возникают новые трудности: Тер-Хаар
(Оксфордский университет, Англия) и Камерон ука-
зали, что в этом случае должны были бы появиться су-
щественные приливные возмущения, обусловленные са-
мой туманностью. Проблему вторичной фрагментации
туманности еще предстоит решить. В настоящее время
мы не можем ответить на вопрос, имела ли она место.
Альтернативой может служить представление, что
туманность осталась единой, а конденсировавшиеся
частицы, двигавшиеся вокруг молодого Солнца, обла-
дали тенденцией постепенно объединяться, образуя
планеты. Дальнейшее изложение основано на этой
концепции, которая представляется автору более при-
влекательной.
Природа конденсата
115
Что же заставляло частицы объединяться? Грави-
тационные силы были явно недостаточны. Гравитация
стала играть важную роль лишь после того, как пла-
неты достигли значительных размеров и были в со-
стоянии притянуть частицы и удержать их после
столкновения. Но в начальный период и на ранней
стадии агломерации приходится предполагать нали-
чие некой липкой субстанции, которая прочно склеи-
вала соприкоснувшиеся частицы. Юри первым указал
на это требование, рассматривая аккрецию в облаке.
Роль такого «клея» могли выполнять лед, органиче-
ские вещества («смолы») и электрические и ферро-
магнитные силы притяжения.
ПРИРОДА КОНДЕНСАТА
Что представляло собой твердое вещество, конден-
сирующееся в протопланетном облаке*)? Из химиче-
ских соображений следует, что из паров непосред-
ственно в твердое состояние должны были переходить
никелистое железо, окислы, сульфиды и железомаг-
ниевые силикаты. Пока охлаждение происходило очень
медленно (что невозможно в турбулентном газе), про-
дуктами конденсации должны были быть мелкие пы-
линки, а может быть, и тончайшие нити минералов.
С падением температуры (ниже 500° С) все кон-
денсирующиеся металлы приобретали тенденцию окис-
ляться или образовывать сульфидные соединения,
а силикаты становились гидратированными (образуя
серпентиновидные силикаты). Андерс показал, что
в этих условиях должен был возникнуть целый ряд
органических веществ (потенциальный «клей»). Агло-
мерация всех этих компонент должна была привести
к образованию каменистых веществ, весьма похожих
на хондриты типа С1 (стр. 56, рис. 7.1).
Если хондриты действительно являются первичным
планетным веществом (гл. 5) и если хондриты типов
*) Автор сохраняет в дальнейшем изложении термин «ту-
манность» (nebula); мы пользуемся более распространенным в
отечественной литературе термином «протопланетное облако». —
Прим, перев.
116
7. Образование планет
Рис. 7.1. Часть хондрита Orgueil, тип С1. Хондриты этого типа
представляют собой смесь мелкозернистых низкотемпературных
минералов (главным образом магнетита и веществ типа серпен-
тина или хлорита) и органических соединений. По-видимому, эти
хондриты являются продуктами аккреции первичного вещества
(пыли), которое конденсировалось в солнечной системе [18].
С1 и С2 не подверглись метаморфизму (гл. 3), то
в хондритах содержатся частицы, сконденсировав-
шиеся из протопланетного облака. Темное вещество
матрицы, заполняющей пространство между хондрами
в хондритах типа С2 (рис. 3.10), весьма похоже на
вещество в хондритах типа С1 и может рассматри-
ваться как склеивающая субстанция конденсирую-
щейся пыли. Но что же представляют собой сами
хондры? Хондры, или их реликты, присутствуют в 98 %
хондритов. Ясно, что они играли важнейшую роль
в процессах конденсации, по крайней мере в некото-
рой части солнечной системы.
Довольно заманчиво предположить, что хондры
тоже представляют собой продукты первичной конден-
Природа конденсата
117
сации протопланетного облака. Но, как мы видели
в гл. 2, хондры были горячими жидкими капельками
(магматического типа), а конденсация жидких сили-
катов из газовой среды солнечного состава невоз-
можна по физическим соображениям. Конденсация
с образованием жидкой фазы означает высокотемпе-
ратурную конденсацию, а при высокой температуре
до начала конденсации каких-либо веществ требуется
сравнительно высокое давление паров металлов.
10ч-
10г.
Твердые пироксены, твердые оливины и газы
Твердые
/ оливины
и газ ,
Газ
1
10г
МО
1600 1800
Температура'^
Рис. 7.2. Фазовая диаграмма смеси Н, О, Si и Mg в тех же
пропорциях, что и на Солнце. Жидкие капельки (хондры) могли
находиться в равновесии с облаком солнечного состава лишь при
сравнительно высоких давлениях газа (заштрихованная область
диаграммы). Первый конденсат (твердый или жидкий) должен
быть, по-видимому, беден кремнием (подобно оливину); при
охлаждении конденсата (смещение в левую сторону диаграммы)
его реакции с газообразной фазой увеличивают содержание в
нем Si.
118
7. Образование планет
Общее давление газа в облаке солнечного состава при-
мерно в 20 000 раз превышало бы необходимое дав-
ление паров металлов, поскольку Н и Не гораздо
более обильны, чем они. Это означает, что для того,
чтобы в протопланетном облаке происходила конден-
сация жидких силикатов, давление газа должно было
бы составлять 100 атм или более (рис. 7.2). Такое дав-
ление представляется невозможным; обычные оценки
давления в протопланетном облаке дают ~ 0,0001 атм
или менее.
ОБРАЗОВАНИЕ ХОНДР
Представляется более вероятным, что уже скон-
денсировавшееся вещество (пыль и продукты аккре-
ции типа С1) впоследствии подверглось какому-то
кратковременному высокоэнергичному воздействию и
в результате этого превратилось в хондры. Перемен-
ная светимость звезд типа Т Тельца свидетельствует
о весьма высокой активности взрывного характера на
соответствующей стадии и, возможно, оказывает влия-
ние на окружающее облако. Я полагаю, что ударная
волна, проходящая через это облако, должна приво-
дить к мгновенному сжатию и нагреву. Недавно Уиппл
(Смитсонианская астрофизическая обсерватория) и
Камерон указали, что в турбулентном облаке, напол-
ненном пылью и, по-видимому, обладающем изоляци-
онными свойствами (малая степень ионизации), могло
происходить разделение электростатических зарядов.
Если это так, то периодически должны были происхо-
дить разряды (молнии), приводившие к плавлению и
испарению расположенных близко к ним частиц. В са-
мом деле, возможно, что газ, втягиваемый в область
разряда магнитным пинч-эффектом, нес с собой тон-
кую пыль, создавая возможность слипания ее в хонд-
ры в области разряда.
Интересно интерпретировать минералогический со-
став хондр в хондритах типа С2 с точки зрения пере-
плавления конденсатов облака до аккреции. Оливин и
пироксен — основные высокотемпературные минера-
лы— находятся как в хондрах, так и в матрице
Образование хондр
119
(в виде рассеянных мелких зерен). У хондритов типа
С2 наблюдается заметная вариация в содержании са-
мих этих минералов и в распределении в них Fe++. На
рис. 7.3 представлены два крайних случая. В метео-
рите Cold Bokkeveld большая часть вещества находит-
ся в матрице, хондр мало, пироксены и металлическое
никелистое железо почти полностью отсутствуют. В ме-
теорите Renazzo, напротив, много хондр, а пироксена
в нем по крайней мере столько же, сколько и оливина.
Распределение Fe в пироксене подобно распределению
в оливине. Металла много.
Матричное вещество в хондритах С2 весьма сходно
с богатым железом оливином (25—45 мол. % фаяли-
та). Его плавление должно было привести к образо-
ванию хондр того же состава, богатых оливином. На
гистограмме для метеорита Cold Bokkeveld имеется
скопление оливинов как раз такого состава. Но что
означает резкий пик оливинов, бедных ионами Fe++?
Возможно, что в протопланетном облаке действовал
какой-то механизм, отнимавший Fe++ у силикатных
Пироксен
Фаялит (Fe.SiOj в оливине и
ферросилит (FeoiOj) в пироксене, мол. °/>
Рис. 7.3. Хаотичное распределение зерен минералов в двух хонд-
ритах типа С2, полученное методом электронного микрозонда.
Гистограммы показывают обилие оливина по отношению к пиро-
ксену и распределение Fe++ (в молярных процентах фаялита и
ферросилита) соответственно,
120
7. Образование планет
расплавленных капелек и превращавший его в метал-
лическое железо Fe. Потенциальным восстановитель-
ным агентом в облаке был сам газ, богатый водоро-
дом. Мог ли он реагировать с капельками и вызывать
такой эффект? В этом вопросе две трудности. Во-пер-
вых, газ солнечного состава должен был бы, конечно,
восстанавливать капельки, но до более низкого содер-
жания Fe++, чем это имеет место в хондритах Cold
Bokkeveld или Renazzo. Чем выше в газе отношение
Н/О,тем ниже должно быть содержание Fe++B жидко-
сти, находящейся с ним в условиях равновесия; тер-
мохимические расчеты показывают, что хондры с оли-
вином, бедным фаялитом, в хондритах С2 должны
были бы находиться в равновесии с газом, в котором
Н/О составляло 50/1 или 100/1, тогда как в солнечном
газе оно составляет около 1000/1. Во-вторых, расплав-
ленные капельки не могли долго оставаться в газовой
среде солнечного состава в жидком состоянии без
того, чтобы газ оказал на них более сильное влияние,
чем простое восстановление. На рис. 7.2 видно, что
при давлениях, существующих в протопланетном об-
лаке, капельки должны были бы испариться, превра-
щаясь в газ.
Из первого замечания следует, что либо мы в своих
попытках разобраться в происхождении хондр нахо-
димся на неверном пути, либо хондры возникли в та-
ких областях облака, состав которых по каким-то при-
чинам был отличен от состава современной солнечной
атмосферы, так что кислорода было раз в 20 больше,
чем на Солнце.
Но как эго могло произойти? Трудно представить
себе физический процесс, который мог бы привести
к столь радикальному фракционированию газа в об-
лаке. Трудно рассортировать молекулы и распреде-
лить их по разным областям при наличии турбулент-
ных движений, хорошо перемешивающих газ.
К счастью, протопланетное облако состояло не только
из газа. Как уже отмечалось, какое-то количество кис-
лорода в облаке находилось в соединениях — окислах
железа, магния и т. д. и в зернах силикатной пыли,
а в более холодных частях облака практически весь
Образование хондр
121
кислород, оказавшийся в таких соединениях, находил-
ся в твердых частицах другого типа — в кристалликах
льда (твердая фаза Н2О). Фракционирование между
твердыми частицами и газом должно было происхо-
дить легко. Его почти нельзя избежать в естественных
системах. Под действием гравитации пыль и ледяные
кристаллики должны были оседать к средней плоско-
сти облака (рис. 7.4). Кроме того, должны были су-
ществовать временные увеличения концентрации пыли
в «мертвых» областях между вихрями турбулентного
газа. Если окисли металлов были единственными ча-
стицами, подвергшимися фракционированию, то для
того, чтобы поднять отношение О/Н до значений, со-
гласующихся с составом хондр в метеоритах типа С2,
концентрация упомянутых частиц должна была бы
возрасти в некоторых местах до значений в ~ 5000
раз больше среднего. Если же в этом процессе участ-
вовали и «снежинки», то потребовалось бы всего
~ 20-кратное увеличение концентрации твердых ча-
стиц.
Среда, обогащенная кислородом, устраняет и вто-
рую трудность с образованием хондр, указанную выше.
Рис. 7.2 справедлив только для газа солнечного со-
става. Если концентрация металлических элементов и
кислорода (по отношению к водороду) выше, го
жидкость оказывается устойчивой при значительно
более низких давлениях, чем следует из рис. 7.2; мо-
жет быть, не таких низких, как приведенное выше дав-
ление ~ 0,0001 атм, существовавшее в облаке, но
ведь это могло быть и не то давление, при котором
шло образование хондр. Значение 0,0001 атм соот-
ветствует гидростатическому давлению газа в облаке
вблизи современного пояса астероидов, давлению, об-
условленному только силами тяготения, действующими
в облаке и имеющими тенденцию сжимать газы. Мощ-
ные явления, которые, по нашим предположениям,
были ответственны за плавление хондр (ударные волны
или электрические разряды), могли создавать в об-
лаке мгновенные увеличения давления до значений,
намного превышающих гидростатические. Если мы
примем во внимание оба эффекта — образование
122
7. Образование планет
Рис. 7.4. Туманность на ранней стадии своей эволюции; видна
концентрация пыли в плоскости эклиптики.
хондр в мгновенно сжатом газе и стабильность жидко-
сти при сравнительно низких давлениях в окружаю-
щих областях, бедных водородом, — вторая трудность
кажется менее серьезной.
Каким образом процесс формирования хондр мог
привести к образованию столь различных продуктов,
как наблюдаемые в метеоритах Cold Bokkeveld и Re-
nazzo? Возможно, что некоторые скопления пыли до
аккреции подверглись более мощным воздействиям,
ведущим к образованию хондр, а другие — более сла-
бым. Предположим, что в какой-то части облака элек-
трические разряды (или что-то еще) были немного-
численны и слабы. Некоторые твердые частицы испа-
рились, другие лишь расплавились, а большинство
осталось неизменными. Если испарившееся вещество
могло впоследствии снова сконденсироваться в жид-
кие капельки, то последние должны были оказаться
в равновесии с окружающим газом. Вследствие вос-
становительного характера газовой среды эти ка-
пельки должны были состоять из жидкого железа и
силикатных жидкостей, бедных Fe++. У вещества, ко-
торое было лишь расплавлено, было недостаточно
времени, чтобы прийти в равновесие с окружающими
газами до наступления кристаллизации, и оно должно
было остаться богатым Fe++, подобно хондрам метео-
рита Cold Bokkeveld, содержащим, как отмечено выше,
25—45% фаялитового оливина. Продукты этого про-
Образование хондр
123
цесса — немногочисленные хондры (некоторые восста-
новленные, прочие нет) и большое количество неизме-
ненной пыли — могли образовать объекты, похожие
на Cold Bokkeveld.
Там, где высокоэнергичные события были более
мощными и более частыми, процессы испарения и
конденсации могли оказаться доминирующими и дать
больше хондр, бедных Fe++, и жидких капелек железа
(Renazzo). В таких условиях более высокие темпера-
туры могли обеспечить пребывание капелек в жидком
состоянии на более длительный период, и это создало
возможность роста капелек до больших размеров (за
счет-взаимных столкновений и коалесценции) и более
глубокого взаимодействия с окружающей средой (уве-
личение содержания Si в капельках по мере осты-
вания, так что в некоторых случаях происходила ско-
рее кристаллизация пироксенов, а не оливинов, см.
рис. 7.2).
Металлические элементы, присутствующие в хон-
драх, являются летучими в разной степени. Тот факт,
что капельки обладают тенденцией при остывании
увеличивать содержание своего Si (по отношению
к Mg), отражает большую эффективную летучесть
окисла Si по сравнению с Mg. Элементы Са, Al, Na
и К также весьма сильно отличаются по летучести.
Понятно, что поведение этих элементов в описанных
условиях образования хондр должно было быть бо-
лее сложным. Содержание более летучих элементов
в хондрах, которые были расплавлены и испарились
лишь частично, должно было снизиться (селективные
потери). Вновь сконденсировавшиеся капельки могли
вобрать в себя большие или меньшие количества ле-
тучих элементов в зависимости от того, насколько бы-
стро они остывали и конденсировались. Таким обра-
зом, становится понятным и различие в составе хондр.
А так как потери расплавленных силикатов — это
процесс фракционирования, совершенно неизвестный
в нашей практике, мы не можем исключить возмож-
ность того, что при особых условиях могли образо-
ваться хондры весьма необычного состава, похожие
на показанные на рис. 5.1.
124
7. Образование планет
ДРУГИЕ ТИПЫ ХОНДРИТОВ
Рассмотренная модель — конденсация твердых пы-
левых частиц, оседание их к средней плоскости про-
топланетного облака, сопровождавшееся увеличением
их концентрации, и переплавление и восстановление
Fe при воздействии кратковременных высокоэнер-
гичных событий — была предложена с целью объяс-
нения процесса образования неметаморфизованных
хондритов типа С2. Другие хондриты должны были
формироваться в сходных условиях, так как они
имеют сходный состав и структуру (хондры). Но здесь
могут быть и различия. Образование хондритов в це-
лом могло начаться с хондр, бедных Fe++, подобных
тем, которые находятся в хондритах типа С2, а уже
потом в процессе метаморфизма Fe++ диффундиро-
вало из матрицы в хондры (как это показано в
гл. 3)*). Либо хондры в обычных хондритах с самого
начала могли содержать значительные количества
Fe++, и тогда различия хондритов связаны со слегка
разными условиями образования хондр. В незначи-
тельно метаморфизованных хондритах типа 3 хондры
имеют разное и часто высокое содержание Fe++. Эти
хондриты могут служить примером первичного ве-
щества, которое, как предполагают Додд и Ван-Шмус
(Кембриджская исследовательская лаборатория Воз-
душных сил США), в результате метаморфизма пе-
решло в обычные хондриты.
Обычные хондриты обеднены микроэлементами
(Ag, Be, Br, Cl, Cs, Hg, I, In, Pb, Те, Т1 и Zn) no
сравнению с хондритами типа C2, где их содержание
почти равно содержанию на Солнце. На рис. 2.5 этот
факт прекрасно иллюстрируется смещением точки
для In. Существует корреляция между недостатком
этих элементов и степенью метаморфизма, наблюдае-
мых в разных хондритах. Органические соединения
*) Заметим, что различие в степени окисления хондритов,
как впервые было отмечено Норденшельдом, определяется раз-
ным соотношением между количеством хондр (содержащих Fe
в металлическом состоянии) и веществом матрицы (содержащей
окисленное Fe).
Итоги
125
и инертные газы тоже менее обильны в метаморфизо-
ванных хондритах. Все эти вещества являются срав-
нительно летучими, и напрашивается предположение,
что они утеряны родительскими телами хондритов
в разной степени в результате нагрева при метамор-
физме. Андерс указал на трудности, возникающие при
такой интерпретации, и предположил, что разные оби-
лия отражают разные условия в начальный период
конденсации и аккреции. Характерно, что аккреция
обыкновенных хондритов происходила при сравни-
тельно высоких температурах, при которых указанные
летучие вещества конденсировались неполностью.
Сильно восстановленные энстатитовые хондриты
говорят о другом. Они либо представляют собой ве-
щество, сконденсировавшееся и подвергшееся плавле-
нию в нефракционированном облаке газа, т. е. при
О/Н ~ 1/1000, либо они служат указанием на усло-
вия, которые привели к восстановлению Fe++ в роди-
тельском теле.
Такая точка зрения не позволяет все же ответить
на многие вопросы. Остается непонятным, каким об-
разом на каком-то раннем этапе могло произойти
разделение Fe и других металлических элементов, со-
здающих различия в Fe/Si между группами хондри-
тов (рис. 2.4) и между хондритами и Солнцем (в хон-
дритах Fe/Si примерно в 5 раз выше, чем на Солнце).
Таким образом, вещество матрицы С2 и вещество С1
не во всех отношениях согласуются с ожидаемым со-
ставом системы пар — твердый конденсат, образую-
щийся из газа протопланетного облака. Термохимиче-
ские соображения свидетельствуют о том, что сера
должна была бы играть более важную роль. Конечно,
изложенная схема образования хондритов в лучшем
случае неполна и крайне упрощена.
ИТОГИ
Давайте теперь соберем воедино все нити рассуж-
дений, проведенных в этой книге, и попытаемся обоб-
щить сведения о происхождении и эволюции роди-
тельских тел метеоритов. Мы видели, что 4,6-109лет
126
7. Образование планет
назад произошли следующие события: конденсация
пыли из первичного облака; переплавление пыли’ при
воздействии высокоэнергетических событий привело к
к образованию хондр; аккумуляция тел астероидных
размеров при наличии склеивающих веществ; диссо-
циация протопланетного облака. Мощный кратковре-
менный внутренний источник энергии (возможно,
А126) быстро нагрел родительское тело. Большая часть
хондритного вещества подверглась незначительному
метаморфизму. Некоторая, несомненно, была расплав-
лена и разделилась на металлические и силикатные
слои. Родительское тело остыло за 108 лет и провело
остальную часть своей жизни в межпланетном прост-
ранстве в виде холодного, инертного тела. Оно стал-
кивалось с другими астероидами и постепенно дроби-
лось на осколки, которые в виде каменных глыб раз-
мерами до обыкновенных булыжников рассеялись
в пространстве. Некоторые из этих осколков падают
на Землю, до сих пор вызывая удивление.
ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ
Предположим, что нарисованная картина пра-
вильно отражает эволюцию одной из частей солнеч-
ной системы (имеется в виду пояс астероидов). Мо-
жем ли мы, опираясь на нее, сказать что-нибудь о
происхождении планет земной группы? Мы не смо-
жем ответить на этот вопрос, пока образцы первич-
ного вещества не будут получены и из других обла-
стей солнечной системы. Безусловно, должны сущест-
вовать какие-то различия. Например, Юри подчерки-
вал тот факт, что планеты земной группы имеют раз-
ную плотность — более близкие к Солнцу состоят из
более плотного вещества (табл. 7.1). Очевидно, в них
выше содержание Fe. Процессы, которые привели
к дифференциации Fe среди хондритов, должны были
действовать во всей той области солнечной системы,
которая занята планетами земной группы.
Гаст показал, что состав хондритов отличается от
состава Земли. По сравнению с ними Земля обеднена
Планеты земной группы
127
Таблица 7Л
Плотность планет (по Юри)
Планета Масса, в единицах массы Земли Плотность, г/сл<3 Плотность с учетом сжатия *), г/см3 Вероятное содержание Fe, %
Меркурий 0,0543 5,59 5,2 -57
Венера 0,8137 5,12 4,0 -30
Земля 1 5,515 4,0 -30
Луна 0,0123 3,34 3,31 -10
Марс 0,1077 4,1 3,7 -26
(Хондриты) — — 3,65 -26
*) Плотность вещества планет увеличена за счет высоких давлений,
господствующих в их недрах. В этом столбце делается попытка оценить
среднюю плотность планетного вещества, которой оно должно было бы
обладать при нулевом давлении и температуре 25° С.
относительно летучими элементами, такими, как Rb,
К и РЬ. Подобное обеднение летучими элементами
наблюдается и у образцов лунных пород, доставлен-
ных «Аполлоном». Возможно, что аккумуляция пла-
нет происходила при температурах, которые были тем
выше, чем ближе к Солнцу, так что в соответствии
с механизмом, предложенным Андерсом для обыкно-
венных хондритов, Земля и Луна должны быть обед-
нены наиболее летучими элементами.
Серьезную проблему представляет собой Луна.
Так как ее плотность намного ниже плотности Земли
(табл. 7.1), она должна состоять из вещества, сущест-
венно отличающегося от земного, содержать мень-
ше Fe или больше полностью окисленного железа,
или то и другое одновременно. Если аккумуляция
Луны происходила вблизи ее современного положе-
ния в солнечной системе, на орбите около растущей
Земли, то как могло возникнуть столь сильное разли-
чие их состава? Имело ли место фракционирование в
процессе аккумуляции, которое каким-то образом при-
вело к концентрации в Земле более плотных частиц
(например, хондр, содержащих металл и бедных лету-
128
7. Образование планет
чими элементами вследствие их образования при высо-
кой температуре), а пыль с низкой плотностью (полно-
стью окисленная) сконцентрировалась в Луне? Или
Земля захватила Луну, родившуюся в какой-то другой
части солнечной системы? Существуют некоторые ди-
намические соображения в пользу второй гипотезы.
Только что сформировавшиеся родительские тела
метеоритов были сильно нагреты, вероятно, благода-
ря А126. Нет никаких оснований считать, что какой-то
источник тепла не существовал на ранних этапах эво-
люции солнечной системы и в планетах земной груп-
пы. Из планет тепло ускользает медленнее, и его воз-
действие могло быть более существенным. Представ-
ляется весьма вероятным, что вскоре после своего
образования планеты земной группы были почти пол-
ностью расплавлены.
Наши представления о процессе образования пла-
нет базируются на немногих фактах и на гораздо
большем количестве предположений и догадок. В них
много нерешенных вопросов, много пробелов. Метео-
риты дают огромное количество информации, но нам
нужно неизмеримо больше. И больше всего нам
нужны образцы первичного вещества из других об-
ластей солнечной системы. Недалеко то время, когда
космические аппараты доставят нам такое вещество.
Возвратившийся космический аппарат «Аполлон»
уже доставил нам образцы неземного происхождения,
которые отличаются от метеоритов, но ни один из
них нельзя считать первичным веществом, несмотря
на большой возраст некоторых образцов (получен-
ный методом радиоактивного датирования): все они
являются изверженными породами, которые образо-
вались, несомненно, путем плавления из еще более
старого вещества.
В ближайшем десятилетии планируется взятие
проб с поверхности Марса, астероидов и комет. Со
временем можно будет послать космические аппа-
раты к Меркурию и спутникам больших планет. По-
коление ученых, которому посчастливится изучать ве-
щество этих членов солнечной системы, поведает че-
ловечеству удивительную историю сотворения мира.
8
ЛУНА
(АНАЛИЗ ОБРАЗЦОВ,
ДОСТАВЛЕННЫХ
«АПОЛЛОНОМ-11»)
Для лунного пейзажа не характерны скалистые
горные цепи с острыми изрезанными вершинами, ка-
кими они часто изображались на иллюстрациях к
научным статьям и научно-фантастическим расска-
зам. Нагромождения скал на Луне нет. Космонавты,
посетившие Луну, и автоматические станции неизменно
обнаруживали сглаженный холмистый рельеф. Всюду
поверхность покрыта разрыхленным грунтом (или,
точнее, пористым неконсолидированным веществом
с механическими свойствами, характерными для зем-
ной почвы). Лунный пейзаж больше всего похож на
поля битвы, остававшиеся во время первой мировой
войны после интенсивного артиллерийского обстрела,
и это вполне объяснимо: то и другое создано дождем
взрывающихся снарядов.
На Луне этими снарядами были метеориты. На
протяжении всех геологических эпох они непрерывно
разрушали и перемешивали твердую поверхность
5 Зак. 980
130
8. Луна (анализ образцов)
Луны, превращая ее в камни, песок и пыль. Эти не
связанные более между собой осколки образовали на
поверхности Луны слой, называемый реголитом. Глу-
бина реголита со временем должна была увеличи-
ваться, но со все уменьшающейся скоростью. Потом
его толщина достигла некоторой определенной вели-
чины, и уже лишь немногие метеориты в момент уда-
ра о лунную поверхность обладали энергией, доста-
точной для того, чтобы проникнуть сквозь реголит и
разрушить подстилающие, еще не раздробленные слои.
Метеориты с меньшей энергией в основном переме-
шивали и измельчали слой реголита.
Современную толщину реголита можно определить
путем тщательного изучения формы лунных кратеров.
Кратеры, достаточно большие и глубокие для того,
чтобы внедриться в подстилающие породы, по внеш-
нему виду отличаются от лунных кратеров, целиком
находящихся в реголите. В морских областях, в част-
ности в Море Спокойствия, глубина кратеров, дости-
гающих подстилающих пород, указывает на толщину
реголита от 5 до 10 м. Лунные материки старше и по-
тому сильнее пострадали от бомбардировки. Они по-
крыты более толстым слоем реголита (~ 20 м).
Космонавты Армстронг и Олдрин на Базе Спокой-
ствия не достигли твердых пород, залегающих, по-
видимому, на глубине нескольких метров, и геологиче-
ские инструменты, которые они захватили для взятия
проб, оказались ненужными. Космонавты стояли и
ходили по поверхности реголита, и привезенные ими
лунные образцы были взяты с помощью совков и кле-
щей именно из этого слоя каменистых осколков.
Образцы содержали примерно 36 камней величи-
ной с кулак и 12 кг мелкой пыли (табл. 8.1). И кам-
ни, и пыль в течение года после возвращения «Апол-
лона-11» подвергались интенсивным исследованиям.
Может показаться, что больший интерес для науки
представляют крупные камни. Ведь пыль — это, по-
видимому, всего лишь перемолотое вещество тех же
самых камней, не сохранившее характерных черт по
роды. Интересно, что дело обстоит совсем наоборот
8. Луна (анализ образцов)
131
Природа
фрагмента
Породы (камни)
Минералы
Таблица 8.1
Характеристики вещества, доставленного „Аполлоном-11"
Диаметр Приблизительное
фрагмента количество
фрагментов
10 см к
у-------------- 36
3 см
У---- 125
1 см
У---- 106
1 мм
У---- 109
100 мкм
У---- 1013
10 мкм
У---- 1015
1 мкм 7
Когда столкновение метеорита с Луной приводит
к образованию кратера, некоторые фрагменты лунных
пород выбрасываются на большие расстояния. От
большого кратера Тихо по всей видимой стороне
Луны тянутся лучи (насыпные полосы осколков). Та-
ким образом, процесс кратерообразования ведет не
только к образованию грунта, но и в какой-то степени
к перемешиванию его на довольно большом протяже-
нии. Хотя в каждом месте лунный грунт, несомненно,
состоит в основном из тех же пород, которые нахо-
дятся под ним, он должен содержать также и части-
цы, прилетевшие издалека. Если таких фрагментов
мало, то их может и не быть среди немногочисленных
камней, доставленных «Аполлоном-11», однако они,
несомненно, должны встречаться среди миллионов
мелких фрагментов, из которых состоит пыль.
Часть доставленного вещества перемолота и пере-
мешана до неузнаваемости, но это не относится к бо-
лее крупным частицам. Через сито с ячейками диа-
метром 0,25 мм проходит около 75% пыли, привезен-
ной из Моря Спокойствия, и эта фракция действи
тельно слишком измельчена и не может служить
источником информации. Но остающиеся 25%
5*
132
8. Луна (анализ образцов)
вещества состоят из достаточно крупных частиц; каж-
дая из них представляет особый интерес и имеет свою
историю. К счастью, специалисты, работающие в об-
ласти геологии, которая занимается изучением гор-
ных пород (петрология), привыкли работать с микро-
скопически малыми образцами, так что изучение этих
мелких объектов не представляет особой трудности.
Петрологи изготовляют из этих образцов (боль-
ших и маленьких) тонкие прозрачные шлифы (тол-
щиной! 0,025 мм), которые освещаются снизу и изу-
чаются под микроскопом (гл. 2). Химический состав
изучался методом электронного микрозонда, а для
уверенной идентификации минералов использовались
рентгеновские дифракционные картины. Конечной
целью этих исследований является сравнение лунных
и земных пород. Поскольку мы довольно хорошо
знаем, как образовались горные породы разных ти-
пов на Земле, можно надеяться, используя метод ана-
логии, понять кое-что в процессах возникновения и
эволюции Луны.
В лунной пыли можно ожидать присутствия ча-
стиц трех классов: фрагменты падающих метеоритов,
удары которых приводили к образованию пыли;
фрагменты тех пород, которые находятся непосред-
ственно под поверхностью Луны и сохранились срав-
нительно хорошо, и, наконец, фрагменты, сильно по-
врежденные и измененные воздействием энергии, вы-
деляющейся при ударе метеорита. Наша группа в
Смитсонианской обсерватории получила 16 г пыли,
доставленной «Аполлоном-11». Мы выделили из нее
и изучили примерно 1700 частиц неправильной фор-
мы. Среди них были частицы, относящиеся ко всем
трем классам (рис. 8.1 и 8.2).
Наибольший интерес представляют хорошо сохра-
нившиеся фрагменты лунных горных пород. В них
должна содержаться информация о ранних и мощных
геологических событиях, происходивших на Луне,
если только такая информация вообще сохранилась.
Среди тех частиц, которые мы отнесли к «хорошо со-
хранившимся», наблюдалось удивительное разнооб-
разие каменистого вещества, но в целом практически
Рис. 8.1. Различные типы каменистых частиц из образца лунного
грунта, доставленного «Аполлоном-11». Видно несколько стеклян-
ных шариков.
Рис. 8.2. Тонкий шлиф тех же самых частиц грунта, что и по-
казанные на рис. 8.1. Одинаковые сероватые фрагменты — стекла
(в действительности коричневато-желтого цвета).
8. Луна (анализ образцов)
135
Рис. 8.3. Базальт из образца грунта «Аполлона-11».
все они относились к одной из двух обширных кате-
горий: были сходны или с земными базальтами
(рис. 8.3 и 8.4) или с земными анортозитами
(рис. 8.5 и 8.6). Оба земных аналога — это извержен-
ные породы. На Земле базальты и вулканические по-
роды распространены широко; лавы, которые в прош-
лом изливались на поверхность Земли в огромных
объемах, образовали слои большой горизонтальной
протяженности, холодные и отвердевшие. Эти про-
цессы до сих пор периодически повторяются на Га-
вайских островах и в других местах. Анортозиты
встречаются гораздо реже; они образуются глубоко
в магме (расплавленных горных породах) в процессе,
описываемом ниже.
На значении этих двух типов горных пород
мы остановимся позднее, а сейчас обратимся к
Рис. 8.4. Тонкий шлиф лунного базальта (ширина поля зрения
1 мм) в проходящем неполяризованном свете. Различимы три
минерала; ильменит (черный), пироксен (серый) и полевой шпат
(белый).

P и с. 8.5. Фрагменты анортозита из образца грунта «Аполло-
на-11». Они заметно светлее базальтовых частиц.
Рис. 8.6. Тонкий шлиф лунного анортозита (или анортозитового
габбро) в поляризованном свете (ширина поля зрения 2,5 мм).
Белые и светло-серые кристаллы — полевой шпат. Он заключен
в пироксене, который на этой фотографии выглядит темно-серым.
8. Луна (анализ образцов)
139
Р и с. 8.7. Схема образования метеоритного кратера на Луне.
В этом примере метеорит достаточно мал и кратерообразование
происходило только в лунном реголите, не достигая подстилаю-
щих пород. Показаны зоны, в которых лунный грунт подвер-
гается воздействию в разной степени: плавлению, деформации
(спеканию в твердый агрегат под действием ударного сжатия)
или еще большему измельчению.
«поврежденным» пылевым частицам, состоящим из
стекла и брекчий, чтобы выяснить механизмы, которые
и теперь еще действуют на лунной поверхности. Эти по-
вреждения возникли при ударном кратерообразова-
нии, и, конечно, наиболее сильными они были в не-
больших объемах реголита, расположенных непосред-
ственно под точкой удара. Пыль в этих местах
оказалась даже расплавленной, и огненные капли и
шарики разлетались во всех направлениях (рис. 8.7).
Одни из них остывали и затвердевали во время по-
лета и сохранились в лунной пыли в виде стеклянных
шариков. Другие падали на поверхность еще в
140
8. Луна (анализ образцов)
Р и с. 8.8. Неправильные осколочные фрагменты стекол из образ-
це! грунта «Аполлона-11». Макроскопически они выглядят тем-
ными, но в сильно измельченном виде (как в тонких шлифах)
обычно имеют коричнево-желтую окраску.
горячем состоянии и застывали, образуя стекла при-
чудливой формы (рис. 8.8 и 8.9).
Удивительным воздействиям подвергалась пыль
вдали от точки удара, вне зоны плавления. Там ча-
стицы не становились мельче, как этого можно было
ожидать: мгновенный скачок давления, обусловлен-
8. Луна (анализ образцов)
141
Р и с. 8.9. Тонкий шлиф фрагмента лунного стекла. В отличие от
стеклянных частиц, показанных на рис. 8.2, однородных по цвету
и, вероятно, по составу, эти фрагменты слоисты и неоднородны.
Различная окраска соответствует зернам разных минералов в по-
роде, сплавленной в стекло; при плавлении порода не подверглась
достаточно хорошему перемешиванию, и в ней сохранились об-
ласти разного состава и цвета. Обратите внимание на обилие
пузырьков в этом образце стекла.
ный ударом, приводил к слипанию их друг с другом.
Рыхлая пыль спекалась в твердую массу — брекчию
(рис. 8.10 и 8.11). Впоследствии брекчия дробилась
и разбрасывалась. Вне зоны образования брекчии, в
еще большем объеме, в результате удара происхо-
дили простое дробление лунного вещества и выброс
его из кратера.
В пыли с Моря Спокойствия находятся стекла и
брекчии, имеющие состав, сходный как с базальтами,
так и с анортозитами. Это значит, что где-то на Луне
должны существовать два различных реголита. В од-
ном из них при ударах происходило дробление.
142
8. Луна (анализ образцов)
Рис. 8.10. Комок брекчии из образца грунта «Аполлона-11».
Фрагменты лунной породы и стекла (черный объект справа вни-
зу— стеклянный шарик) прочно связаны между собой в матрицу
тонкозернистого минерала и стеклянного грунта почти черного
цвета (ширина поля зрения 14 мм).
спекание и плавление подстилающих базальтовых по-
род; в другом — аналогичным воздействиям подвер-
гались подстилающие анортозитовые породы. Пыль
с Базы Спокойствия состоит главным образом из по-
роды, брекчии и осколков стекла (табл. 8.2). Анорто-
зитовый материал встречается стравнительно редко
(среди крупных образцов не оказалось ни одного
анортозитового). Очевидно, что базальтовые фраг-
менты— образцы вещества самого Моря Спокойствия,
его подстилающих слоев. Это подтверждает точку
зрения, которой придерживались многие исследова-
тели Луны, а именно, что лунные моря — не что иное,
как огромные равнины, залитые лавой. Об этом сви-
детельствуют удивительная сглаженность и темный
8. Луна (анализ образцов)
143
цвет морей. Очевидно, моря представляют собой по-
ниженные области. Во многих случаях это огромные
ударные кратеры (судя по их округлой форме), ко-
торые заполнялись базальтовой лавой в разные пе-
риоды истории Луны.
Лавы закристаллизовались в смесь материалов,
которые мы изучаем теперь; основные минералы —
это пироксен, плагиоклаз и ильменит. Все они ти-
пичны и для земных и для лунных базальтов, но
присутствуют на Земле и на Луне в различных про-
порциях. Ильменит, а также окисли железа и титана
в земных базальтах являются микроминералами, а в
лунных вулканических породах оказываются основ-
ными (от 5 до 20%)- В первых выводах, которые де-
лались о свойствах лунных пород, опубликованных
вскоре после возвращения «Аполлона-11», отмечалось
Рис. 8.11. Тонкий шлиф комка лунной брекчии. Базальтовые
фрагменты и стеклянные шарики (серые) заключены в непро-
зрачную черную массу (ширина поля зрения 1,5 см).
144
8. Луна (анализ образцов)
Таблица 8.2
Соотношение типов пород среди 1676 изученных фрагментов
в образце лунного грунта, доставленного „Аполлоном-11“
Тип породы Содержание, %
Прозрачные базальты 37,4 1
базальтовые стекла 4,3 1 94,1
базальтовые брекчии 52,4 J
Прозрачные анортозиты 2,0 ]
анортозитовые стекла 1,5 1 5,0
анортозитовые брекчии 1,5 J
Прочие (включая фрагменты метеоритов) 0,9
Итого . . . 100,0
высокое содержание титана; обилие титана выше
всего именно в ильмените. Темный и непрозрачный
ильменит придает темный цвет лунным базальтам,
особенно мелкозернистым, в которых темный минерал
оказывается сильно измельченным. Базальтовые брек-
чии и пыль — наиболее мелкозернистые из лунных
веществ — еще темнее. Вообще лунные моря своей
темной окраской, несомненно, обязаны ильмениту.
Цветовые различия между лунными базальтами и
анортозитами довольно заметны. Анортозиты намного
светлее, почти белые, так как они содержат большое
количество белого минерала — плагиоклаза (силика-
ты кальция и алюминия) — и очень немного ильме-
нита или вовсе не содержат его. Если базальты в лун-
ной пыли образовались из вещества темных морей, то
представляется весьма заманчивым предположить, что
анортозиты — это образцы, характерные для светло-
окрашенных материков. Материковая область распо-
ложена всего в 50 км к югу от Базы Спокойствия
(рис. 8.12), и вполне правдоподобно, что за долгую
историю лунной поверхности грунт у Базы Спокойст-
вия оказался засоренным некоторым количеством ве-
Рис. 8.12. Лунный пейзаж в окрестностях кратера Циолковский
на видимой стороне Луны. Фотография получена космонавтами
«Аполлона-8» с высоты примерно НО км в декабре 1968 г. Она
дает довольно хорошее представление о сглаженном холмистом
характере лунной поверхности. Реголит — поверхностный разрых-
ленный слой, сформированный повторяющимися ударами метео-
ритов, — имеет толщину примерно 20 м. Его светлая окраска
свидетельствует о том, что реголит состоит здесь главным обра-
зом из анортозита — изверженных пород, сформировавшихся в’
поверхностных слоях расплавленной магмы.
6 Зак. 980
146
8. Луна (анализ образцов)
щества, выброшенного из материковых кратеров. Доля
примесей, конечно, не может быть высокой: 5%
анортозита представляется весьма разумной оцен-
кой.
Веские доводы в пользу гипотезы анортозитовых
материков были получены с автоматической космиче-
ской станции, совершившей посадку на Луну за 18 ме-
сяцев до того, как Нейл Армстронг осторожно ступил
на реголит. По программе «Сервейер» для посадки на
Луну было послано семь довольно простых аппара-
тов. Три последних были оснащены приборами для
определения химического состава поверхностного слоя
Луны в районе посадки. В этих приборах, созданных
группой из Чикагского университета во главе с Антони
Туркевичем, был использован остроумный аналитиче-
ский метод — так называемый метод рассеяния а-ча-
стиц. Альфа-частицы, испускаемые небольшим коли-
чеством радиоактивного кюрия-242, использовались
для активации лунной поверхности под «Сервейером».
По энергии отраженных а-частиц, измеряемой детек-
тором частиц, можно судить о массах отражающих
атомов. Альфа-частицы, рассеянные назад (к детек-
тору на «Сервейере») тяжелыми атомами железа, на-
ходящимися в лунном реголите, имеют большие ско-
рости, чем рассеянные более легкими атомами алю-
миния, точно так же как теннисный мяч с большей
скоростью отскакивает от кирпичной стены, чем от
сетки. По характеру спектра скоростей рассеянных
а-частиц, зарегистрированному приборами «Сервейе-
ра», можно определить концентрации всех основных
атомов в той части реголита, которая подвергалась
бомбардировке.
Исследования «Сервейера-5», севшего в Море Спо-
койствия всего в 25 км от Базы Спокойствия, пока-
зали, что грунт состоит из базальтов, богатых тита-
ном. Результаты «Сервейера» полностью подтверди-
лись, когда образцы, доставленные «Аполлоном-11»,
были подвергнуты химическому анализу в земных ла-
бораториях. «Сервейер-6», севший в Центральном
Заливе — другой морской области, — тоже подтвердил
базальтовый состав поверхности.
8. Луна (анализ образцов)
147
„Сервейер-Т'
И Грунт, поверхность
„ Аполлон-11"
О Анортозиты
Рис. 8.13. Сравнительный состав лунного материкового вещества
(по измерениям на «Сервейере-7» методом рассеяния а-частиц)
и лунных анортозитовых зерен (по измерениям методом элек-
тронного микрозонда). Для данных «Сервейера» показаны ошиб-
ки измерений (штрихи). Иногда ошибки превосходили значения
самих величин; в этих случаях штрихи не показаны. Интервалы
составов, полученные для материкового вещества и для анорто-
зитов «Аполлона-П», согласуются во всех отношениях, за исклю-
чением одного: анализы на «Сервейере-7» обнаружили значитель-
ное количество флюорина, который, по-видимому, отсутствует в
анортозите.
«Сервейер-7» был послан на материк. Он сел в
окрестностях кратера Тихо на поверхность, покрытую
выброшенным веществом, и взял для анализа смесь
6*
Рис. 8.14. Два варианта структуры поверхностной зоны Луны. Если лунные породы по составу и плотности
однородны (а), то космический аппарат, летящий над ними, должен отклоняться вниз под воздействием дополни-
тельного гравитационного поля избыточных материковых масс. Если материки сложены из менее плотных пород
по сравнению с морями, то избыток материковой массы компенсируется меньшей плотностью пород в коренной
зоне под материками. Если материки низкой плотности «свободно плавают» в морях с высокой плотностью (б),
то космический аппарат, пролетающий над ними, не будет испытывать дополнительного гравитационного притяжения
и не будет отклоняться от своей траектории.
8. Луна (анализ образцов)
149
Рис. 8.15. Гравитационная схема Луны по Мюллеру и Сьергену.
Заштрихованные области — моря, белые — материки. Изолинии
гравитационного потенциала показаны через 50 мгал. Существен-
ной величины достигают лишь положительные аномалии, распо-
ложенные в середине некоторых морей (Море Дождей, Море
Ясности, Море Кризисов). В материковых районах столь значи-
тельных положительных аномалий нет. Таким образом, схема
рис. 8.14,62 не может быть верной.
осколков породы, которая была выброшена во время
образования Тихо с глубины в несколько километров.
Из проведенных анализов следовало, что это вещество
совершенно отлично от базальтов двух предыдущих
150
8. Луна (анализ образцов)
проб. Оказалось, чго состав вещества из кратера
Тихо сходен с составом обломков лунных анортозитов,
анализ которых мы произвели методом электронного
микрозонда (рис. 8.13).
Анортозиты имеют меньшую плотность, чем ба-
зальты лунных морей (~2,9 г!см? по сравнению
с ~ 3,3 г/см? для образцов пород «Аполлона-11»);
это согласуется с высказанным ранее предположе-
нием, что лунные материки сложены из менее плот-
ного вещества, чем моря. Такое предсказание основы-
валось на измерениях гравитационного поля Луны.
Рассмотрим Луну, состоящую из пород одного и того
же типа одинаковой плотности (рис. 8.14). Космиче-
ский аппарат, пролетая над материковой областью,
должен испытывать более сильное гравитационное
притяжение, чем когда он летит над морем, потому
что в первом случае как раз под ним находится избы-
ток толщины лунных пород, и их дополнительная мас-
са должна создать дополнительное притяжение.
Силу тяготения можно характеризовать ускоре-
нием движущегося под ее влиянием тела. Ускорение
в 1 см!сек2 именуется 1 гал (в честь Галилея). Лун-
ные материки, возвышающиеся над поверхностью мо-
рей в среднем примерно на 1,4 км, должны были бы
увеличивать ускорение пролетающего над ними кос-
мического аппарата на 0,2 гал (200 мгал) по сравне-
нию с его ускорением над морскими областями. Дру-
гими словами, над материками должна была бы на-
блюдаться положительная гравитационная аномалия.
В действительности это не так. В 1966 и 1967 гг. на
окололунные орбиты была выведена серия космиче-
ских аппаратов «Лунар Орбитер». Основной целью
программы была фотосъемка лунной поверхности, но,
кроме того, программа включала изучение вариаций
силы тяжести. Это делалось не с помощью каких-либо
гравиметров — приборов для измерения силы тяжести,
а на основании исследований самого движения косми-
ческого аппарата, с большой точностью регистрируе-
мого с Земли. Космический аппарат, двигаясь над об-
ластью с избытком масс, слегка отклоняется вниз от
своей нормальной траектории. Таким способом были
8. Луна (анализ образцов)
151
выявлены положительные гравитационные аномалии,
но они оказались расположенными в некоторых мо-
рях, а не в материковых районах (рис. 8.15). Итак,
лунные материки не содержат избытка массы.
Это может означать только то, что наше исходное
положение об однородной плотности лунных пород
ошибочно. Если сами материки и их основание со-
стоят из вещества с меньшей плотностью, чем море,
то гравитационной аномалии и не должно быть. В этом
случае избыток массы, содержащийся в самих мате-
риках, будет компенсироваться дефицитом массы
в зоне, расположенной под ними, возникающим вслед-
ствие ее более низкой плотности по сравнению с окру-
жающими морями. Иными словами, материки пла-
вают в плотных породах морского типа, лишь незна-
чительно выступая над их поверхностью, подобно
айсбергу или плавающему в воде бревну. Такие пла-
вучие объекты, находящиеся в равновесии со средой,
не вызывают значительных гравитационных анома-
лий. (Приводимая аналогия не означает, что когда-то
материки непременно были погружены в расплавлен-
ную магму. Холодные твердые породы под влиянием
нагрузок, действующих в течение очень длительного
времени, имеют тенденцию ползти и ведут себя как
необычайно вязкая «жидкость».) Плато, или «плот»,
из анортозита должно было бы иметь толщину около
10 км, чтобы, плавая в бассейне базальтового типа
у Базы Спокойствия, выступать над его поверхностью
на 1,4 км (средняя высота материков).
Для всех явилось неожиданностью, что анорто-
зит— это одна из основных пород на Луне. Процессы
магматического фракционирования на Земле не соз-
дают его в значительных количествах. Единственный
из известных нам механизмов, способный привести к
образованию анортозита, — это фракционирование
кристаллов.
Этот процесс вызывается тем, что естественные
породы плавятся (и отвердевают) не при одной опре-
деленной температуре (как простые вещества, подоб-
ные воде или чистому железу), а в некотором ин-
тервале температур. Каменистое вещество начинает
152
8. Луна (анализ образцов)
плавиться примерно при температуре 1000° С. Жид-
кая фаза обогащается некоторыми «низкотемператур-
ными» элементами (натрий, калий, кремний, алюми-
ний, железо), и ее состав отличается от состава по-
роды в целом. С подъемом температуры плавится все
большая часть породы, а сохранившиеся кристаллы
все более обогащаются тугоплавкими элементами,
в частности магнием и кальцием. Наконец, при тем-
пературе, на несколько сот градусов превышающей
температуру начала плавления, порода оказывается
расплавленной полностью.
Точно так же (только в обратном порядке) про-
текают процессы отвердевания и кристаллизации при
остывании магмы или лавы. Сначала образуются кри-
сталлы, обогащенные магнием и калием. В широком
диапазоне составов магмы первыми образуются кри-
сталлы минералов плагиоклаза (алюмокальциевый
силикат) и оливина (магниевожелезный силикат).
Заметим, что в подобной системе кристаллы имеют
плотность, отличную от плотности окружающей жид-
кости. Если магма находится в покое и остывает до-
статочно медленно, то кристаллы начинают тонуть
(или всплывать в зависимости от плотности) и ска-
пливаться на дне или у кровли очага магмы
(рис. 8.16). Именно так и происходит в природе.
Огромная масса земной магмы закристаллизовалась
очень давно. Та ее часть, которая благодаря эрозии
стала доступна геологическим изысканиям, содержит
слои кристаллов оливина и слои кристаллов плагио-
клаза. Породы из слоев, богатых плагиоклазом, и
называются анортозитами.
Лунные анортозиты должны были образоваться в
ходе подобных же процессов. Поскольку на Луне
анортозиты встречаются в виде поверхностных слоев
(материки), приходится предполагать, что система
магмы, из которой они образовались, в какое-то от-
даленное время имела свободный выход к лунной
поверхности, а не находилась глубоко «под землей»,
как на нашей планете. Следует также предположить,
что плагиоклазовые кристаллы имели тенденцию
всплывать, а не тонуть в этой магме. Высокая плот-
8. Луна (анализ образцов)
153
Кристаллы полевого
шпата, р*2,7 г/см
Рис. 8.16. Упрощенная схема фракционирования кристаллов.
Легкие кристаллы полевого шпата всплывают, а тяжелые кри-
сталлы оливина тонут в жидкости с плотностью 3,0 г/cAt3 (сред-
няя плотность расплавленных лунных базальтов из образцов
«Аполлона-11»).
Жидкость р~ 3ft г/см
Кристаллы олидина
ность, полученная для базальтов лунных морей (ко-
торые как-то связаны с магмой, в которой шло пред-
полагаемое погружение и всплывание), делает всплы-
вание плагиоклазовых кристаллов довольно правдо-
подобным.
Светлоокрашенные материковые массы тянутся по
всей Луне и прерываются (морями) только на види-
мой стороне. Наш вывод о том, что материки состоят
из анортозита, относится только к материкам, при-
мыкающим к Морю Спокойствия (да и здесь это
лишь предположение). Однако при современном
уровне знаний наиболее простым и правдоподобным
является предположение о симметричности структуры
Луны и о симметричном действии процессов, сформи-
ровавших поверхностные структуры. Но отсюда сле-
дует, что Луна покрыта анортозитовой корой.
То, что на Луне когда-то была высокая темпера-
тура и вещество на поверхности или в недрах подвер-
галось плавлению, следует уже из самой вулканиче-
ской (базальтовой) природы большинства лунных
154
8. Луна (анализ образцов)
образцов. Изучение проблемы анортозита привело к
выводу, что нагревание и плавление захватило моло-
дую Луну целиком. Фракционирование кристаллов
вызвало образование в поверхностных слоях магмы
слоя всплывших кристаллов плагиоклаза (анорто-
зита), толщина которого, по нашим оценкам, состав-
ляет около 10 км. Магма состояла не только из тех
элементов, которые входят в состав плагиоклаза.
Поэтому для образования 10-километрового слоя
анортозита требовался больший слой жидкой маг-
мы— толщиной 20 км или более.
Однако и эти 20 км не являются предельной оцен-
кой глубины плавления Луны. Общий состав Луны
нам неизвестен, но она не может содержать более
50% веществ типа плагиоклаза, так как на больших
глубинах под действием давления породы, богатые
полевым шпатом, должны были бы превратиться в
совокупность минералов граната и пироксена, обла-
дающих большой плотностью (более 3,7 г/см3), что
несовместимо со средней плотностью Луны (3,35г/сти3),
полученной на основании астрономических опреде-
лений массы и размеров Луны. Содержание плагио-
клаза на Луне должно быть невелико. По-видимому,
разумно предположить, что средний состав Луны в
некоторой степени сходен с составом хондритов, кото-
рые представляют собой образцы вещества первич-
ных тел, формировавшихся в солнечной системе
(гл. 7). Если это так, то Луна должна содержать
примерно 5% кальциевого плагиоклаза. Это означает,
что вещество (прежде всего алюминий), необходимое
для образования 10-километрового слоя анортозита,
могло выделиться лишь из 200-километровой толщи
Луны.
Вероятно, процесс выделения анортозита осуще-
ствлялся в ходе частичного плавления пород. Уже от-
мечалось, что породы плавятся не при определенной
температуре, а в некотором интервале температур.
Если Луна у поверхности была нагрета и расплав-
лена полностью, а ее недра оставались твердыми, то
между этими крайними состояниями должна была
существовать переходная зона, в которой породы пре-
8. Луна (анализ образцов)
155
терпели лишь частичное плавление. В этой зоне жид-
кая фаза была обогащена характерными для плагио-
клаза элементами (алюминием и кремнием). Она
должна была содержать большую часть или даже
весь плагиоклаз, находящийся в породе в зоне ча-
стичного плавления. Известно, что горные породы при
плавлении увеличиваются в объеме примерно на 10%,
становятся легче жидкости, из которой они образова-
лись, и стремятся расположиться над твердым
остатком, сохранившимся после частичного плавления.
Таким образом можно объяснить, почему жидкий
расплав, богатый плагиоклазом, должен был поднять-
ся вверх и образовать слой магмы на поверхности
Луны. Короче говоря, при частичном плавлении
«плагиоклазовые» элементы концентрируются в рас-
плавленной части породы, и этот обогащенный пла-
гиоклазом расплав из-за различия плотностей стре-
мится пробиться к поверхности (рис. 8.17).
Итак, на каком-то этапе своей эволюции Луна
должна была быть сильно прогрета и притом на зна-
чительную глубину: до температуры выше ~ 1000° С
на глубину 200 км или более. Иначе не произошло бы
выделения из магмы (путем фракционирования кри-
сталлов) 10-километрового «плота», или «пены»,
плавающих плагиоклазовых кристаллов. Это озна-
чает, что плавлению подверглась треть объема Луны
или даже больше.
В гл. 3 уже говорилось, что в состав планет вхо-
дят радиоактивные ядра (изотопы урана, тория и ка-
лия), при распаде которых выделяется тепло и повы-
шается температура в недрах планет. Однако есть
основания думать, что плавление нашего гипотетиче-
ского 20-километрового слоя магмы шло не за счет
этого тепла. Распад указанных радиоактивных ядер
происходит медленно; столь же медленно растет и
температура, так что образующиеся расплавы будут
поступать к поверхности малыми порциями, каждая
из которых остывает и отвердевает отдельно. Нужен
иной источник нагрева слоев Луны, находящихся да-
леко от ее центра, который обеспечил бы быстрое
плавление вещества в больших объемах, чтобы на
156
8. Луна (анализ образцов)
Зона
частичного
плавления ”
200 нм
Всплывающий'
плагиоклаз
Габбро
Тонущие
оливина
пироксен
Рис. 8.17. Гипотетические стадии формирования приповерхност-
ной структуры Луны. При частичном плавлении вещества до
глубин, достигающих примерно 200 юи, образуется магма, бога-
тая полевым шпатом, который просачивается к поверхности Луны
(слева). Когда образовавшийся поверхностный слой магмы осты-
вает, фракционирование кристаллов ведет к разделению слоев
всплывающего плагиоклаза (полевой шпат) и затонувших оливина
и пироксена (справа). Слой сконцентрировавшихся кристаллов
полевого шпата при отвердевании магмы между кристаллами
становится анортозитом.
>~20км
поверхности мог образоваться 20-километровый слой
жидкой магмы. Только в этом случае фракциониро-
вание кристаллов могло привести к образованию еди-
ного 10-километрового слоя плагиоклазовых кри-
сталлов.
Существует несколько механизмов, которые могли
обеспечить быструю генерацию тепла на Луне. Все
они должны были действовать в самые ранние эпо-
хи— в период формирования Луны или вскоре после
этого. Одним из таких механизмов является аккре-
ция. Многие исследователи считают, что Луна обра-
зовалась путем аккреции мелких частиц или плане-
тезималей*). Каждая частица, падавшая на лунную
поверхность, обладала некоторой кинетической энер-
гией, часть которой должна была превращаться в теп-
*) См. примечание к стр. 112. — Прим, перев.
8. Луна (анализ образцов)
157
ловую. Если удары частиц были случайными, а ак-
креция медленной, то выделяющееся тепло диссипи-
ровало в межпланетное пространство с такой же
скоростью, с которой оно генерировалось. Если же
аккреция протекала быстро, то большая часть тепла
должна была оставаться в Луне. 100-процентное со-
хранение энергии аккреции привело бы к плавлению
500-километровой толщи наружных слоев Луны. (По
мере того как увеличиваются размеры планеты и ра-
стут силы притяжения, удары частиц об ее поверх-
ность становятся все сильнее и генерация тепловой
энергии в наружных слоях планеты становится все
более эффективной.) К сожалению, мы не знаем,
достаточно ли быстро шла аккреция Луны, чтобы
обеспечить описанные эффекты.
Другой возможный источник — электрический на-
грев. Солнечный ветер — поток плазмы заряженных
частиц, обдувающий Луну, — индуцирует в ней токи,
генерирующие тепло. Количество тепла, генерируемое
современным солнечным ветром, ничтожно, но астро-
номические наблюдения молодых звезд позволяют
предполагать, что наша солнечная система, как и дру-
гие звездные системы, прошла через ту стадию разви-
тия, когда плазма истекала из Солнца с гораздо боль-
шей скоростью, чем теперь. Электрические эффекты та-
кого солнечного ветра могли бы привести к плавлению
части Луны, и опять-таки той части, которая близка
к поверхности, потому что именно она подвергалась
воздействию ветра.
Наконец, существует еще одна возможность — вы-
мершая радиоактивность. Короткоживущие изотопы,
существовавшие на ранних этапах эволюции солнеч-
ной системы (гл. 3), могли выделять в недрах Луны
при распаде огромное количество тепла. Мы не знаем,
за счет чего нагревалась Луна и насколько она была
расплавлена, но в том, что плавление происходило,
сомневаться не приходится.
Удивительно, как много может рассказать горстка
лунной пыли о структуре и ранней истории Луны.
Однако мы еще очень далеки от полного понимания
природы этого небесного тела. Как только изучение
158
8. Луна (анализ образцов)
образцов лунной пыли дает ответ на какой-нибудь
старый вопрос, тут же возникает много новых. По-
чему, например, образцы «Аполлона-11» отличаются
от образцов «Аполлона-12»? Потому ли, что одна
местность оказалась более гористой, чем другая, или
потому, что подстилающие породы сильно отличаются
друг от друга? Если Луна образовалась в результате
слияния нескольких маленьких лун и если она не бы-
ла целиком расплавлена и перемешана, то части ее
(соответствующие отдельным маленьким лунам) мог-
ли и до наших дней сохранить автономный состав.
Если плавление, которое привело к образованию
анортозитового слоя, произошло в самые ранние эпо-
хи (около 4,6 млрд, лет назад), то почему так молоды
лунные базальты (около 3,4 млрд, лет по результатам
метода радиоактивного датирования)? Расчеты по-
тока тепла показывают, что предполагаемый поверх-
ностный слой лунной магмы не мог оставаться горя-
чим и расплавленным даже в течение 1 млрд. лет.
Может быть, лунные базальты образовались в резуль-
тате более позднего частичного плавления недр (ман-
тии), а не из той же самой магмы, что и анортозиты?
Мы с нетерпением ждем новых образцов с Луны и
результатов их исследований.
ПРИЛОЖЕНИЕ
БУКВЕННО-ЦИФРОВАЯ
КЛАССИФИКАЦИЯ
460 ХОНДРИТОВ
Ниже приведен перечень 460 хондритов (около по-
ловины всех хондритов мира), которые мы смогли
классифицировать по схеме, описанной в гл. 3. Их рас-
пределение по классификационной сетке приведено на
рис. 3.8.
Классификация хондритов по группам Н, L или LL
основана главным образом на данных Мейсона [20] по
составу оливина. Классификация по петрографиче-
скому типу для большинства хондритов сделана на
основании изучения тонких шлифов. Это изучение про-
водилось независимо Ван-Шмусом и автором и обна-
ружило весьма хорошее согласие: расхождений более
чем на один класс не было. Для хондритов с четкой
полимиктовой структурой (Kelly, Paragould, Mezo-
Madaras, Sharps и многих других) петрологический
тип определялся по основному веществу, а не по фраг-
ментам, иначе возникала бы неоднозначность. Для
метеоритов, подвергшихся ударам, или «черных хон-
дритов» (например, Farmington), мы старались опре-
делить петрологический тип, не зависящий от «удар-
ной текстуры».
В приводимом перечне неуверенные определения
даны в скобках; курсивом выделены находки, осталь-
ные случаи — наблюдавшиеся падения.
Abee, Е4; Abernathy, L6; Achiras, L6; Adams County,
H5; Adelie Land, L5; Adhi Kot, E(3); Adrian, H4; Agen,
H5; Aguada, L6; Akaba, L6; Akbarpur, H4; Alais, Cl;
Alamogordo, H5; Albareto, L4; Aldsworth, LL5; Aleppo,
L6; Alfianello, L6; Allegan, H5; Al Rais, C2; Ambapur
Nagla, H5; Andover, L6; Angers, L6; Anthony, 115;
160
Буквенно-цифровая классификация 460 хондритов
Appley Bridge, LL6; Apt, L6; Arapahoe, L5; Arcadia,
LL6; Arriba, L5; Ariracoona, L6; Ashdon, L6; Assam,
L5; Assisi, H5; Atarra, L4; Athens, LL6; Atlanta, E5;
Atwood, L6; Aumale, L6; Aumieres, L6; Aurora, H4;
Ausson, L5;
Bachmut, L6; Bald Mountain, L4; Baldwyn, L6; Ban-
dong, LL6; Barbotan, H5; Baroti, L6; Barratta, L4;
Bath, H4; Bath Furnace, L6; Beardsley, H5; Beaver
Creek, H4; Beddgelert, H5; Beenham, L5; Bells, C2;
Benares, LL6; Benld, H6; Benton, LL6; Berlanguillas,
L6; Bhagur, L6; Bherai, L6; Bielokrynitschie, H4; Bi-
shunpur, (L)3; Bjelaja Zerkov, H6; Bjurbole, L4; Blan-
ket, L6; Blansko, H6; Blithfield, E6; Bluff, L5; Bocas,
L6; Boerne, H6; Bonita Springs, H5; Borgo San Do-
nino, LL6; Bori, L6; Boriskino, C2; Borkut, L5; Bremer-
vorde, H3; Brewster, L6; Broken Bow, H4; Brownfield,
(H)3; Bruderheim, L6; Bur-Gheluai, H5; Buschof, L6;
Bushnell, H4; Butsura, H6;
Cabeza de Mayo, L6; Cangas de Onis, H5; Cape Girar-
deau, H6; Caratash, LL6; Carraweena, L3; Castalia, H5;
Castine, L6; Cavour, H6; Cedar, Kansas, H6; Cadar,
Texas, H4; Cereseto, H5; Chainpur, (LL)3; Chandaka-
pur, L5; Chandpur, L6; Channing, H5; Chantonnay, L6;
Charsonville, H6; Charvallas, H6; Chateau-Renard, L6;
Cherokee Springs, LL6; Chervettaz, L5; Chicora, LL6;
Clovis 1, H3; Clovis ft 2, H6; Cobija, H6; Colby,
Кап., H5; Colby, Wise., L6; Cold Bokkeveld, C2; Cold-
water, H5; Collescipoli, H5; Concho, L6; Coolidge,
C4*); Coon Butte, L6; Cosina, H5; Covert, H5; Cran-
ganore, L6; Crescent, C2; Cronstad, H5; Cross Roads,
H5; Crumlin, L5; Cuero, H5; Cullison, H4; Cushing, H4;
Cynthiana, L4;
Dandapur, L6; Daniel’s Kuil, E6; Danville, L6; Dens-
more, L6; Dhurmsala, LL6; Dimmitt, H(3,4); Djati-
Pengilon, H6; Dokachi, H5; Doroninsk, H6; Douar
*) На основании общего химического состава по Ярошевичу
[21] и текстуре по Додду [22] метеорит перенесен из группы Н
[20, 23] в группу С.
Буквенно-цифровая классификация 460 хондритов 161
Mghila, LL6; Drake Creek, L6; Dundrum, H5; Durala,
L6; Duruma, L6; Dwight, L6;
Efremovka, C3; Eichstadt, H5; Eli Elwah, L6; Elm
Creek, H4; Ensisheim, LL6; Erakot, C2; Ergheo, L5;
Erxleben, H6; Estacado, H6; Eustis, H4;
Farley, H5; Farmington, L5; Farmville, H4; Farnum,
L5; Favars, H5; Felix, C3; Fisher, L6; Florence, H(3, 4);
Forest City, H5; Forest Vale, H4; Forksville, L6; For-
syth, L6; Fremont Butte, L4; Fukutomi, L5; Futtehpur,
L6;
Gambat, L6; Garnett, H4; Garraf, L6; Geidam, H5; Ghu-
bara, H4*); Gifu, L6; Gilgoin, H5; Girgenti, L6; Git-
Git, L6; Gladstone, H6; Gnadenfrei, H5; Goodland, L4;
Grady (1937), (H)3; Gretna, L5; Grosnaja, C3; Gros-
sliebenthal, L6; Gruver, H4; Guarena, H6; Gurram Kon-
da, L6;
Hallingeberg, L3; Hamlet, LL(3, 4); Hardwick, L4; Ha-
ripura, C2; Harleton, L6; Harrison County, L6; Harri-
sonville, L6; Hedjaz, (L)3; Hendersonsville, L5; Here-
dia, H5; Hermitage Plains, L6; Hessle, H5; Hesston, L6;
Higashi-kden, H5; Hobbs, H4; Hokmark, L4; Holbrook,
L6; Holyoke, H4; Homestead, L5; Honolulu, L5; Hugo-
ton, H5; Hvittis, E6;
Imperial, H4; Indarch, E4; Indianola, L5; loka, L3;
Ivuna, Cl;
Jackalsfontein, L6; Jajh deh Kot Lalu, E6; Jamkheir,
H6; Jelica, LL6; Jemlapur, L6; Jerome, Kansas, L4;
Jhung, L5; Johnson City, L6;
Kaba, C2**); Kadonah, H6; Kainsaz, C3; Kakowa, L6;
Kalumbi, L6; Kangra Valley, H5; Kansas City, H5; Кар-
*) Мейсон (частное сообщение) утверждает, что под на-
званием Ghubara существует не один хондрит и что по крайней
мере один из них (в Американском музее естественной истории)
относится к группе L. Мы исследовали образцы из Националь-
ного музея США и Британского музея.
**) Перенесен из типа 3 [24] на основании неравновесности
сульфидов [11].
162
Буквенно-цифровая классификация 460 хондритов
pakoola, Н6; Karewar, L6; Karkh, Н6; Karluwala, L6;
Karoonda, С4 *); Kelly, LL4; Kermichel, L6; Ker-
nouve, H6; Kesen, H4; Keyes, L6; Khairpur, E6; Khan-
pur, LL5; Kheragur, L6; Khohar, L3; Kikino, H6; Kil-
bourn, H5; Kimble County, H6; Klein-Wenden, H6;
Knyahinya, L5; Kota-Kota, E4; Krahenberg, LL5; Krym-
ka (L)3; Kunashak, L6; Kyushu, L6;
La Becasse, L6; Laborel, H(5); Ladder Creek, L6;
L’Aigle, L6; Lake Brown, L6; Lake Labyrinth, LL6; La
Lande, L5; Lance, C3; Landon, H6; Langhalsen, L6;
Launton, L6; Lawrence, L6; Leedey, L6; Leeuwfontein,
L6; Leighton, H5; Le Pressoir, L6; Lesves, L6; Lissa,
L6; Little Piney, L5; Long Island, L6; Lua, L5; Lump-
kin, H6; Lundsgard, L6; Lutschaunig’s Stone, L6;
Macau, H5; Mainz, L5; Makarewa, L6; Manbhoom, LL6;
Mangwendi, LL6; Manych (L)3; Mardan, H5; Marion,
Iowa, L6; Mauerkirchen, L6; McKinney, L4; Mellenbye,
LL6; Melrose, L5; Menow, H4; Meridi, H6; Mern, L6;
Metsakyla, H4; Mezo-Madaras, (L)3; Mhow, L6; Midd-
lesbrough, L6; Mighei, C2; Milena, L6; Miller (Ark.),
H5; Mirzapur, L5; Misshof, H(4, 5); Moes, L6; Modoc,
L6; Mokoia, C2; Milona, L5; Monroe (Flows), H4;
Monze, L6; Mooresfort, L5**); Moradabad, L6; Mor-
land, H6; Mornans, H5; Moti-ka-nagla, H6; Mount
Browne, H6; Muddoor, H5; Muizenberg, L6; Murray,
C2;
Nammianthal, H5; Nanjemoy, H6; Nas (Varvik), LL6;
Nashville, L6; Nawapali, C2; Neenach, L6; Nerft, L6;
Ness County (1894), L6; New Concord, L6; Ngawi,
(LL)3; Nogoya, C2;
Oakley, H6; Oberlin, LL5; Ochansk, H4; Oesel, L6; Ogi,
H6; Ohaba, H5; Okechobee, L4; Olivenza, LL5; Orgueil,
Cl; Ornans, C3; Orvinio, L6; Oteroy, L6; Otis, L6; Ot-
tawa, LL6; Oubari, L4;
*) Перенесен из типа 3 [25] на основании однородности
состава оливинов [20].
**) Использованы данные Мейсона [20] для оливина. Дан-
ные Кейла и Фредриксона [26] дают группу L.
Буквенно-цифровая классификация 460 хондритов 163
Pacula, L6; Pantar, Н5; Paragould, L5; Parnallee,
(LL)3; Pavlograd, L6; Peace River, L6; Peck’s Spring,
L5; Peetz, L6; Perpeti, L6; Perth, LL5; Pillistfer, E6;
Pipe Creek, H6; Pirgunje, L6; Plainview (1917), H5;
Plantersville, H6; Pleasanton, H5; Pohlitz, L5; Pokhra,
H5; Pollen, C2; Potter, L6; Prairie Dog Creek, H3; Pri-
cetown, L6; Pultusk, H5;
Queens Mercy, H6;
Rakovka, L6; Renazzo, C2; Richardton, H5; Richmond,
L5; Rich Mountain, L6; Rio Negro, L(3, 4); Roy (1933),
L5; Roy (1934), L6; Rush Creek, L6; Rushville, L5;
St. Mark’s, E5; St. Mesmin, LL6; St. Michel, L6; St. Pe-
ter, L5; Saint-Sauveur, E4; Saline, H5; Salles, H6; San
Emigdio, H4; Santa Cruz, C2; Santa Isabel, L6; Sara-
tov L4; Sauguis, L6; Schonenberg, L6; Scott City, H5;
Scurry, H5; Searsmont, H5; Segowlie, L6; Selma, H4;
Semarkona, (LL)3; Seminole, H4; Sena, H4; Sharps,
H3; Shaw, L6; Shelburne, L5; Shytal, L6; Silverton
(New South Wales), L6; Sinai, L6; Sindhri, H5; Sitat-
hali, H5; Ski, L6; Slobodka, L4; Soko-Banja, LL4; Stall-
dalen, H5; Stavropol, L6; Sultanpur, L6; Supuhee, H6;
Tabor, H5; Tadjera, L5; Taiban, L5; Tane, L5; Tarfa,
L6; Tauq, L6; Tenham, L6; Tennasilm, L4; Thai, H6;
Thomson, L6; Tieschitz, H3; Tilden, L6; Timochin, H5;
Tjerebon, L5; Tomatlon, H6; Tomhannock Creek, H5;
Tonk, Cl; Toulouse, H6; Tourinnes-la-Grosse, L6; Tra-
vis County, H5; Trenzano, H6; Troup, L6; Tulia, H5;
Tuzla, L6; Tysnes Island, H4;
Uberaba, H5; Udipi, H5; Umbala, LL5; Umm Tina, L6;
Utrecht, L6;
Valdinizza, L6; Valkaela, L6; Varpaisjarvi, L6; Vera,
L4; Vigarano, C3;
Waconda, L6; Walters, L6; Warrenton, C3; Weston, H4;
Wickenburg, L5; Witklip Farm, H5; Wittekrantz, L5;
Wold Cottage, L6;
Yatoor, H5; Yonozu, H(4, 5);
Zavid, L6; Zemaitkiemis, L6; Zomba, L6.
Характеристики петрологических типов
Таблица
Петрологические типы
1 2 3 4 5 6
Однородность состава оливина и пироксена — средние отклонения более 5% средние отклонения менее 5% однородный состав
Наличие пироксенов, бедных Са — преобладают моноклинные кристаллы много моноклинных кристаллов орторомбические
Развитие вторичного полевого шпата — отсутствуют главным образом в виде микрокристал- лических агрегатов прозрачные включения в виде зерен
Изверженные стекла прозрачные и изотропные первичные стекла; разное количество мутные, если присутствуют отсутствуют
Металлические мине- ралы (максимальное со- держание Ni) —
Сульфидные минера- лы (среднее содержание Ni) —
Общая текстура хондр нет
Текстура матрицы мелкозер- нистая, непрозрач- ная
Валовое содержание углерода ~ 2,8%
Валовое содержание воды -20%
« 20%), тэнита нет или очень мало присутствуют камасит и тэнит О 20%)
>0,5% <0,5%
очень резко выраженные хондры хорошо : хондры выраженные i довольно хондры j заметны ПЛОХО различимые хондры
сильно непрозрач- ная матрица непрозрач- ная матрица прозрачная : перекристаллизованная микрокри- : матрица сталлическая 1 матрица 1
0,6—2,8% 0,2-1,0% <0,2%
4—18% <2%
ЛИТЕРАТУРА
1. von den Steinen К., Reise nach den Marquesas Inseln,
Verhandl. Ges. Erdkunde, Berlin, 25, 489—513 (1898).
2. Семашко Ю., Падение двух метеоритов в исторические
эпохи: 1704 г. близ Дерпта и 1812 г. с. Бородино, С.-Петер-
бург, 1892.
3. Bingley W., Stones Fallen from the Air a Natural Phenome-
non, Gentleman’s Mag., 66, 726—728 (1796).
4. C h 1 a d n i E. F. F., Uber den Ursprung der von Pallas gefunden
und anderer ihr ahnlicher Eisenmassen, und uber einige damit
in Verbindung stehende Naturerscheinungen, Riga, 1794.
5. Hamilton W., Account of a Fall near Siena, Phil. Trans.
Roy. Soc., London, 85, 103—105 (1795).
6. Howard E., Experiments and Observations on Certain Stony
and Metalline Substances, which at Different Times are Said
to Have Fallen on the Earth; Also on Various Kinds of Native
Iron, Phil. Trans. Roy. Soc., London, 92, 168—212 (1802).
7. Sorby H. C., On the Structure and Origin of Meteorites,
Nature, 15, 495—498 (1877).
8. M e u n i e г M. S., Structure du globe d’ou proviennent les
meteorites, Compt. Rend., 72, 111—114 (1871).
9. W о о d J. A., The Cooling Rates and Parent Planets of Several
Iron Meteorites, Icarus, 3, 429—459 (1964).
10. W o о d J. A., Physics and Chemistry of Meteorites, The Moon,
Meteorites, and Comets, eds. В. M. Middlehurst and G. P. Kui-
per, vol. 4, Univ. Chicago Press, 1963.
11. Wood J. A., Chondrites: Their Metallic Minerals, Thermal
Histories, and Parent Planets, Icarus, 6, 1—49 (1967).
12. Paneth F. A., Gehlen H., Guenther P. L., Ober den
Helium-Gehalt und das Alter von Meteoriten, Z. Elektrochem.,
34, 645-652 (1928).
13. Reynolds J. H., Determination of the Age of the Elements,
Phys. Rev. Letters, 4, 8—10 (1960).
14. Fleischer R. L., Price P. B., Walker R. M., Tracks of
Charged Particles in Solids, Science, 149, 3682, 383—393
(1965).
15. Kant L, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Him-
mels, 1755.
16. К u h i L. V.» Mass Loss from T Tauri Stars, Astrophys. Journ.,
440, 1409—1433 (1964).
Дополнительная литература
167
. 17. С h a m b е г 1 i n Т. С., Fundamental Problems of Geology,
Carnegie Inst. Wash. Yr. Book, 3, 195—254 (1904).
18. D u F r e s n e E. R., Anders E., On the Chemical Evolution of
the Carbonaceous Chondrites, Geochim. Cosmochim. Acta, 26,
1085—1114 (1962).
19. Циолковский К. Э., Из письма Б. Н. Воробьеву от ^ав-
густа 1911 г.
20. Mason В., Olivine Composition in Chondrites, Geochim. Cos-
mochim. Acta, 27, 1011 — 1024 (1963).
21. Jarosewich E., Chemical Analysis of Ten Stony Meteorites,
Geochim. Cosmochim. Acta, 30, 1261—1266 (1966).
22. Dodd R. T., Jr., частное сообщение, 1966.
23. D о d d R. T., Jr., Van Schmus R., Significance of the
Unequilibrated Ordinary Chondrites, Journ. Geophys. Res., 70,
3801—3811 (1965).
24. Mason B., The Carbonaceous Chondrites, Space Sci. Rev., 1,
621—646 (1963).
25. Mason B., The Classification of Chondritic Meteorites, Amer.
Museum Novitates, 2085 (1962).
26. Keil K-, F г e d г i k s s о n K-, The Fe, Mg and Ca Distribution
in Coexisting Olivines and Rhombic Pyroxenes of Chondrites,
Journ. Geophys. Res., 69, 3487—3515 (1964).
ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ
ЛИТЕРАТУРА*)
К главе 1
1. Полет метеоритов в атмосфере, сообщения очевидцев, падения
и кратерообразование, поиски метеоритов: N i n i g е г Н. Н.,
Out of the Sky, Dover Publ., Inc., N. Y., 1959;
+ К p и н о в E. Л., Вестники вселенной, M., 1963.
2. Прерийная метеорная сеть:
McCrosky R. Е., Boeschenstein Н., Smithsonian
Astrophys Obs. Spec. Rept. 173, 1965.
3. Астероиды, их число и свойства:
Ватсон Ф., Между планетами, М. — Л., 1947, гл. 1—3;
+ П у т и л и н И. И., Малые планеты, М., 1953.
4. Расчеты орбит и время жизни лунных и астероидных объектов;
А г п о 1 d J. R., The Origin of Meteorites as Small Bodies, Astro-
phys. Journ., 141, 1536—1556 (1965).
5. Метеоритные кратеры и Тунгусское явление:
+ К р и н о в Е. Л., Основы метеоритики, М., 1955, гл. 2;
The Moon, Meteorites, and Comets, eds. В. M. Middlehurst and
G. P. Kuiper, The Univ, of Chicago Press, Chicago, 1963;
♦) Знаком * отмечена литература, добавленная переводчи*
ком. — Прим, пере в.
168
Дополнительная литература
* Сборник «Проблема Тунгусского метеорита», Изд. Томского
унив., вып. 1, 1963; вып. 2, 1967.
6. Частота падений метеоритов на Землю:
Hawkins G. S., Asteroidal Fragments, Astron. Journ., 65,
318-322 (1960).
К г л а в e 2
1. Подробное описание структуры и минералогии хондритов:
+ Многие статьи, опубликованные в сборнике «Метеоритика»,
вып. 1—30, издаваемом Комитетом по метеоритам АН СССР.
Лучшие фотографии тонких шлифов собраны в книге Т s с h е г-
m a k G., The Microscopic Properties of Meteorites, 1883, пере-
изданной в трудах Smithsonian Contrib. Astrophys., 4, 6 (1964);
R a m doh r P., The Opaque Minerals in Stony Meteorites,
Journ. Geophys. Res., 68, 2011—2036 (1963);
+ Заварицкий A. H., Кваша Л. Г., Метеориты СССР, Кол-
лекция АН СССР, Изд-во АН СССР, М., 1952;
+ Заварицкий А. Н., Избранные труды, 1, 1956.
2. Химический состав обыкновенных хондритов:
Сведения о содержании и вариации основных элементов под-
робно изложены в работе Mason В., The Chemical Composi-
tion of Olivine-bronzite and Olivine-hypersthene Chondrites, Mu-
seum Novitates, 2223, 1965.
Обилия микроэлементов и их интерпретация приведены в статье
Larimer J. W., Anders Е., Chemical Fractionations in Me-
teorites. II. Abundance Patterns and Their Interpretation, Geo-
chim. Cosmochim. Acta, 31, 1239—1270 (1967).
3. Представление о том, что все хондриты образовались из еди-
ного, крайне окисленного родительского вещества:
Идеи Норденшельда развиваются в статье R i n g w о о d А. Е.,
Chemical and Genetic Relationships among Meteorites, Geochim.
Cosmochim. Acta, 24, 159—197 (1961).
4. Солнечные обилия элементов:
Goldberg L., Mfiller E. A., Aller L. H., The Abundance
of Elements in the Solar Atmosphere, Astrophys. Journ. Suppl.
Ser., 5, 45 (1960).
К главе 3
1. Железные метеориты, общие сведения:
Perry S. Н., The Metallography of Meteoric Iron, U. S. Nat.
Museum Bull., 184 (1944).
2. Скорости остывания железных метеоритов:
Wood J. A., The Cooling Rates and Parent Planets of Several
Iron Meteorites, Their Thermal History and Parent Bodies, Geo-
chim. Cosmochim. Acta, 31, 1733—1770 (1967).
3. Размер родительских тел:
В нескольких метеоритах были найдены алмазы; дискутируется
вопрос о том, образовались ли алмазы в результате воздей-
Дополнительная литература
169
ствия больших гидростатических давлений внутри больших тел,
по размерам превосходящих астероиды. Аргументы в пользу
гидростатических давлений приведены в статье Carter N. L.,
Kennedy G. С., Journ. Geophys. Res., 71, 663—672; аргумен-
ты против них — в статье Anders Е., Lipschutz М. Е.,
Neyman n D., Neilson В., Journ. Geophys. Res., 71, 619 —
641, 643—661, 673—674.
4. Ахондриты и каменные метеориты, общие сведения:
Мейсон Б., Метеориты, М., 1965, гл. 7, 8.
+ Кваша Л. Г., Ахондриты: векторная диаграмма химических
составов, Метеоритика, вып. 17, 23, 1959; рассматриваются и
другие аспекты метеоритов.
5. Метаморфизм хондритов:
Аспекты структуры освещены в статье Merrill G. Р., On
Metamorphism in Meteorites, Bull. Geol. Soc. Amer., 32, 395 —
416 (1921). Химические изменения, сопровождающие метамор-
физм, обсуждаются в работе Dodd R. Т., Van
S с h m u s W. R., К о f f m a n D. M., A Survey of the Une-
quilibrated Ordinary Chondrites, Geochim. Cosmochim. Acta, 31,
921—952 (1967).
Иное мнение высказывается в статье Reid А. М., Fredriks-
s о п К., Chondrules and Chondrites, Researches in Geochemi-
stry, ed. Abelson P. H., vol. II, John Willey and Sons, Inc., New
York, 1967. Эти авторы считают, что метаморфизм мог оказать
значительное влияние на хондриты.
6. Скорости остывания хондритов:
Wood J. A., Chondrites: Their Metallic Minerals, Thermal
Histories, and Parent Planets, Icarus, 6, 1—49 (1967).
7. Нагревание тел короткоживущими радиоактивными изотопами:
Fish R. A., G о 1 е s G. G., Anders E., The Record in Me-
teorites. III. On the Development of Meteorites in Asteroidal
Bodies, Astrophys. Journ., 132, 243—258 (1960).
Левин Б. Ю., Ma ев а С. В., Метеоритика, 31, 1971.
К главе 4
Читателю могут быть полезны прекрасные обзорные статьи по
изотопному датированию метеоритов.
1. Общие вопросы:
Anders Е., Meteorite Ages, Rev. Mod. Phys., 34, 287—325
(1962); The Moon, Meteorites, and Comets, eds. В. M. Middle-
hurst and G. P. Kuiper, Univ, of Chicago Press, Chicago, 1963,
ch. 13. Тот же автор в статье Origin, Age and Composition of
Meteorites, Space. Sci. Rev., 3, 583—714 (1964) обсуждает все
аспекты проблемы метеоритов, уделяя особое внимание интер-
претации возрастов газоудержания и космических возрастов
с точки зрения столкновений между астероидными фрагмен-
тами.
См. также Zah ringer J., Isotope Chronology of Meteorites,
Ann. Rev. Astron. Astropnys., 2, 121—148 [1964).
170
Дополнительная литература
2. Ксенон (в том числе Хе129) в метеоритах:
Reynolds J. Н., Xenology, Journ. Geophys. Res., 68, 2939—
2956 (1963).
3. Треки заряженных частиц Pu244 в метеоритах:
Flei she г R. L., Price Р. В., Walker R. М., Mauret-
te М., Origins of Fossil Charged-particle Tracks in Meteorites,
Journ. Geophys. Res., 72, 331—353 (1967).
4. Первичные газы в метеоритах:
Pepin R. О., Signer R., Primordial Rare Gases in Meteori-
tes, Science, 149, 253—265 (1965).
К главе 5
1. Расхождения во взглядах на происхождение хондритов:
Urey Н. С., A Review of Atomic Abundances in Chondrites
and the Origin of Meteorites, Rev. Geophys., 2, . 1—34
(1964).
Ringwood A. E., Origin of Chondrites, Nature, 207, 701—704
(1965).
Fredriksson K-, Chondrules and Meteorite Parent Bodies,
Trans. New York Acad. Sei., 25, ser. II, 756—769.
+ Л e в и н Б. Ю., Происхождение метеоритов, Успехи физ. наук,
86, 1, 41—69 (1965).
К главе 6
1. Теории происхождения солнечной системы:
* Шацман Э., Критический разбор космогонических теорий,
распространенных в Западной Европе и Америке, Вопросы кос-
могонии, 3, 280 (1954);
Origin of the Solar System, eds. R. Jastrow and A. G. W. Ca-
meron, Acad. Press Inc., New York, 1963, p. 1—37.
2. Образование звезд по современным представлениям:
Spitzer L., в той же книге Origin of the Solar System,
p. 39—53.
3. Происхождение элементов:
Fowler W. A., The Origin of the Elements, Proc. Nat. Acad.
Sci., 52, 524—548 (1964).
4. Образование и эволюция протопланетного облака:
Cameron A. G. W., The Formation of the Sun and Planets,
Icarus, 1, 13—69 (1962); Formation of the Solar Nebula, Ica-
rus, 1, 339—342 (1963);
+ S c h a t z m a n E., Cosmogony of the Solar System and Origin
of Deuterium, Ann. Astrophys., 30, 963 (1967);
+ Хойл Ф., О происхождении солнечной туманности, Вопросы
космогонии, 7, 15 (1960).
5. Звезды типа Т Тельца:
Herbig G. Н., The Properties and Problems of T Tauri Stars
and Related Objects, Advances Astron. Astrophys., 1, 47—103
(1962).
Дополнительная литература
171
К главе 7
1. Образование планет:
Whipple F. L., The History of the Solar System, Proc. Nat
Acad. Sci., 52, 565—594 (1964);
+ Л e в и н Б. КЗ., Происхождение планет, M., 1964;
+ Сафронов В. С., Эволюция допланетного облака и образо-
вание Земли и планет, М., 1969.
2. Гравитационная неустойчивость облака:
Kuiper G. Р., The Origin of the Solar System, Proc. Nat.
Acad. Sci., 37, 1—14 (1951).
3. Углистые хондриты:
Mason В., The Carbonaceous Chondrites, Space Sci. Rev., 1,
621—646 (1963);
Anders E., On the Origin of Carbonaceous Chondrites, Ann.
New York Acad. Sci., 108, 514—553 (1963);
+ Кваша Л. Г., Углистые хондриты, сборник «Возникновение
жизни во Вселенной», М., 1963;
* В д о в ы к и н Г. П., Углеродистое вещество метеоритов, М.,
1967.
4. Образование хондр при электрических разрядах:
Whipple F. L., Chondrules: suggestion concerning the Ori-
gin, Science, 153, 54—56 (1966);
Cameron A. G. W., The Accumulation of Chondritic Material,
Earth Planetary Sci. Letters, 1, 93—96 (1966).
5. Условия образования хондр:
Wood J. A., Olivine and Pyroxene Compositions in Type II
Carbonaceous Chondrites, Geochim. Cosmochim. Acta, 31, 2095—
2108 (1967);
+ Blander M., Katz J. L., Condensation of Primordial Dust,
Geochim. Cosmochim. Acta, 31, 1025—1034 (1967);
+ Blander M., The Constrained Equilibrium Theory: Sulphide
Phase in Meteorites, Geochim. Cosmochim. Acta, 3, (1970).
6. Химическое фракционирование в метеоритах:
Larimer J. W., Anders E., Chemical Fractionations in Me-
teorites, II, Geochim. Cosmochim. Acta, 31, 1239—1270 (1967);
34, 367—387 (1970).
К главе 8
1. Природа Луны:
+ Левин Б. Ю., Строение Луны, Астрон. жури., 43, 3, 606—621
(1966).
* Виноградов А. П., К происхождению лунных пород, Гео-
химия 1, 3—14 (1970); О происхождении лунных пород, Земля
и Вселенная, 3, 3—11 (1970).
Различные гипотезы происхождения масконов рассмотрены в
статье: +С а ф р о н о в В. С., Лунные масконы, Земля и Все-
ленная, 3, 32—38 (1970),
172 Дополнительная литература
2. Происхождение Луны:
+ Ю р и X. К., Происхождение Луны в связи с происхождением
солнечной системы, сборник «Новое о Луне», Л., 1963;
+ Рускол Е. Л., О происхождении Луны, Астрон. журн.» 37,
690 (1960); 40, 288 (1963); сборник «Новое о Луне», 112—118,
Л„ 1963.
3. Термическая история Луны:
+ Л е в и н Б. Ю., О термической истории Луны, сборник «Новое
о Луне», 118—125, Л.? 1963.
ОГЛАВЛЕНИЕ
ПРЕДИСЛОВИЕ .... *............... , ,.......... 5
ПРЕДИСЛОВИЕ АВТОРА К РУССКОМУ ИЗДАНИЮ ........... 7
ПРЕДИСЛОВИЕ АВТОРА............................... 9
1. КАМНИ С НЕБА ..................................Ц
2. ИЗ ЧЕГО ОНИ СОСТОЯТ? .........................24
3. РОДИТЕЛЬСКИЕ ТЕЛА МЕТЕОРИТОВ .................40
4. ВОЗРАСТЫ МЕТЕОРИТОВ ..........................68
5. ПЕРВИЧНОЕ ПЛАНЕТНОЕ ВЕЩЕСТВО .................91
6. ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ .............100
7. ОБРАЗОВАНИЕ ПЛАНЕТ ..........................112
8. ЛУНА (АНАЛИЗ ОБРАЗЦОВ, ДОСТАВЛЕННЫХ «АПОЛЛОНОМ-11») 129
ПРИЛОЖЕНИЕ. БУКВЕННО-ЦИФРОВАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ 460
хондритов ............................. 159
ЛИТЕРАТУРА .....................................166
ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА ....................167