Лекции по геохимии элементов

Подождите немного. Документ загружается.

Синтез ядер химических элементов происходит в звездах в результате реакций

“горения”. Дейтерий является исходным веществом для образования последующих

элементов. Реакция синтеза изотопа водорода:

n+p →

D (дейтерий) + υ (энергия)

1) Центр звезды нагрелся настолько, что началось горение H с образованием He.

Стадия водородного горения в эволюции звезды называется стадией основной серии.

Завершается она при полном расходовании H внутреннего ядра, что приводит к

расширению внешней части и сжатию ее внутренней части. Продуктом этого процесса

является красный гигант.

Основной продукт горения водорода - He, что объясняет его высокую

распространенность:

D +p →

He + υ,

He +

He→

He + 2p+ υ

2) Сжатие обуславливает разогрев ядра до Т, достаточных для горения He с

возникновением C и O, чем обусловлена их высокая распространенность:

He +

He ->

He +

He ->

Горение He не приводит к образованию Li, Be, B, так как синтез этих элементов не

происходит в значительных количествах при Т, наблюдаемых внутри звезд. С этим

связана их низкая распространенность.

3) При выгорании Не в ядре, оно сжимается, что высвобождает гравитационную

энергию, которая приводит к дальнейшему нагреванию ядра звезды. Это в свою очередь

приводит к возрастанию активности гамма-лучей, они приводят к удалению а-частиц из

некоторых ядер, таких как Ne. Этот процесс назван а-процессом, результатом его

является образование более тяжелых ядер вплоть до

Са. Это взаимодействие а-частиц

(ядер Не) с ядрами Э приводит к образованию

Mg,

Si,

S и т.д.

O +

He ->

Ne,

Ne +

He ->

Mg.

4) При дальнейшем сжатии после а-процесса и увеличения Т возникают

термоядерные реакции в обстановке статистического равновесия. В этой обстановке

интенсивнее образуются ядра с наиболее прочной связью. К ним относятся ядра

элементов, группирующихся около 56Fe, чем и объясняется Fe-максимум. Данный

процесс протекает в конце активной жизни звезды.

Горение Si – образование переходных элементов IV периода с доминирующим Fe.

5) Построение атомных ядер с масс. числом более 60 требует исключительно высоких

температур, не реализуемых в недрах звезд, и происходит путем реакций нейтронного

захвата при взрыве звезды (вспышки сверхновых). Синтез нуклидов тяжелее Fe

происходит при реакциях нейтронного захвата либо медленных (S- процесс), либо

быстрых (r- процесс) нейтронов. Эти процессы дают в результате наиболее

радиоактивные изотопы. Реакции протонного захвата (p- процесс) приводят к

образованию изотопов, обогащенных протонами, например

113

In.

Предсказываемые теорией нуклеосинтеза пути ядерных реакций в звездах в

общем объясняют существование пиков и провалов, а также общей конфигурации

спектра космической распространенности элементов.

Таким образом, распространенность элементов в космосе связана не с их

химическими особенностями, а с их ядерными свойствами и определяется

нуклеосинтезом, происходящим во внутренних частях звезд, поэтому она тесно

связана с эволюцией звезд и галактик.

Распределение элементов в космосе изменяется со временем, так как

эволюционирующие звезды излучают вещество в окружающее пространство. Хотя

природа некоторых процессов нуклеосинтеза остается в значительной степени

неопределенной, для теоретического объяснения распространенности большинства

элементов наших знаний вполне достаточно [Хендерсон, 1985].

РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ В МЕТЕОРИТАХ

Состав и классификации метеоритов

Метеорит - это твердое внеземное вещество, сохранившееся при прохождении

через атмосферу и достигшее поверхности Земли.

Считается, что метеориты представляют собой наиболее примитивное вещество СС,

не испытавшее дальнейшего фракционирования с момента их образования. Это

убеждение основано на том, что относительная распространенность тугоплавких

элементов в метеоритах соответствует солнечной распространенности.

Возраст метеоритов

По соотношениям материнских и родительских изотопов, если последние

негазообразны, что исключает их потерю при нагревании, может быть определен возраст

образования метеоритов.Используются изотопные пары: Rb-Sr, U-Pb, Sm-Nd, Lu-Hf, а

для железистых, хотя и с известными трудностями,

187

Re/

187

Os.

Большинство данных дает для всех метеоритов близкий возраст - около 4,55

млрд.лет, который вероятно отвечает времени начального затвердевания метеоритов. Это

значение принимают и за вероятный возраст Земли.

У ряда метеоритов есть и более молодые значения возраста:

3,7 млрд.лет - Fe-метеорит и один ахондрит,

1,24 млрд.лет - ахондрит -наклит, что свидетельствует о более позднем времени

перераспределения элементов.

Метеориты подразделяются на (по содержанию металлической фазы):

находки

Каменные (аэролиты):

ахондриты 558

хондриты 18

Железокаменные (сидеролиты) 64

Железные (сидериты) 439

Железные метеориты – состоят в основном из камасита - самородного железа

космического происхождения с примесью никеля от 6 до 9%.

Железокаменные метеориты

Малораспространенная группа. Имеют грубозернистые структуры с равными по весу

долями силикатной и металлической фаз. (Силикатные минералы - Oливин, пироксены;

железная фаза - камасит с видманштеттеновыми прорастаниями).

Каменные метеориты – состоят из силикатов Mg и Fe c примесью металлов.

Подразделяются на Хондритовые, ахондритовые и углистые .

Хондриты: Хондры - сфероидальные обособления размером первые мм и менее,

сложенные силикатами, реже силикатным стеклом. Погружены в богатую металлическим

железом матрицу. Основная масса хондритов представляет собой тонкозернистую смесь

Ol, Px-ов (оливин-бронзитовые, оливин-гиперстеновые и оливин-пижонитовые) с

никелистым Fe (Ni-4-7%), троилитом (FeS) и плагиоклазом. Преобладающая точка зрения

гласит, что хондриты - закристаллизованные или стекловатые капли, которые

образовались при плавлении ранее существовавшего силикатного материала,

подвергавшегося, следовательно, нагреванию.

Ахондриты :

Не содержат хондр, имеют более низкое содержание никелистого Fe и более грубые

структуры. Их главные минералы – пироксены и плагиоклаз, некоторые типы обогащены

Ol. По составу и структурным особенностям многие ахондриты похожи на земные

породы (Габброиды). Сходство состава и структур позволяет предполагать их

магматическое происхождение. Иногда наблюдаются пузырчатые структуры как у лав.

Углистые хондриты (большое количество углеродистого вещества) - крайне важный

тип хондритов. Главная характерная черта углистых хондритов - это наличие летучей

составляющей, это указывает на то, что они наиболее примитивны (не произошло

удаление летучих элементов) и не претерпели фракционирования. Тип С1 содержит

большое количество хлорита (водные Mg, Fe алюмосиликаты), а также магнетит, водно-

растворимые соли, самородную серу, доломит, оливин и графит, а также

органические соединения. Отсюда имеются основания считать, что с момента их

образования, они существовали при Т, не превышающей 300

С.

В составе хондритовых метеоритов наблюдается недостаток 1/3 химических

элементов, по сравнению с составом углистых хондритов, которые наиболее близки к

составу протопланетного вещества.

Наиболее вероятная причина дифицита летучих элементов состоит в

последовательной конденсации элементов и их соединений в порядке, обратном их

летучести.

Основные закономерности распределения элементов по фазам метеоритов, их

причины:

Основные элементы, слагающие все метеориты - O, Fe, Mg, Si, S.

Метеориты состоят из трех главных фаз:

- металлической,

- сульфидной,

- силикатной.

Все элементы распределяются между этими фазами в соответствии с их

относительным сродством к Ме, сульфиду или силикатам. Состав фаз определяется по

существу равновесием в системе Fe-Mg-Si-O-S, в которой обычно О больше, чем S.

Происхождение метеоритов и протопланетного вещества

Согласно гипотезе Большого взрыва (12-14,5 млр. лет назад) первичное вещество

Солнечной системы представляло раскаленный вращающийся газовый диск, состоящий

из плазменной смеси атомных ядер и электронов, процесс охлаждения которого

завершился образованием в его центральной части звезды среднего размера – Солнца и

периферических, удерживаемых силами гравитации, вращающихся вокруг Солнца

планет. Солнце – раскаленный газовый шар с массой равной 330 400 земным массам. В

составе обнаружено 74 химических элемента, H 81,7%, He –18%, кислород – 0,03%.

Сходство изотопного состава ряда химических элементов (

С/

C) свидетельствует, что

вещества Солнца, планет и метeоритов имеют общую историю до определенного

момента, когда произошло разделение системы на Протосолнце и околосолнечное газовое

вeщество. В результате охлаждения газовое вeщество (первоначальный газовый диск)

постепенно конденсировалось,

Фракционирование элементов в протопланетном облаке.

Предполагается, что твердое вещество метеоритов, вероятно, конденсировалось из

газовой туманности по мере ее остывания, то есть из раскаленных газов возникали

капельки жидкости, а затем частицы твердого вещества. При этом согласно расчетам

равновесия: газ - твердое вещество, выполненных впервые Льюисом в 70х годах,

сепарация элементов должна происходить в определенном порядке от наиболее

тугоплавких к летучим. В упрощенном виде говорят о том, что металлическая Fe-Ni часть

конденсируется раньше, а силикаты Fe-Mg выделяются при более низкой Т.

Таким образом, могло происходить фракционирование элементов в протопланетном

облаке, если конденсация происходит медленнее, чем аккреция твердого вещества.

В более детальном виде конденсационная последовательность выглядит так:

1. Т 1700-1800

К - благородные Ме, Os, Re, Zr.

2. 1700-1500

К - минералы тугоплавких Са и Al (перовскит, корунд, шпинель), а

также таких элементов как U, Th, РЗЭ.

3. 1500 до 1300

К - металлическое Fe, сплавы Fe-Ni-Co, в зависимости от

окислительно-восстановительных условий.

4. 1300-1150

К – силикаты: диопсид, энстатит, форстерит.

5. <<1000

К - щел.полевые шпаты

6. 750

К – троилит (FeS), магнетит.

7. При низких температурах (350-280

K) конденсаты подвергались реакциям

гидратации, продуктами которой явились – тальк, серпентин, тремолит (есть в углистых

хондритах). Они, обладая высокими сорбционными свойствами, сорбировали газы, воду и

органические вещества.

В метеорите Allende присутствуют крупные включения, которые содержат шпинель,

перовскит и обогащены РЗЭ, все это свидетельствует о том, что этот метеорит один из

самых ранних конденсатов солнечной небулы.

Считается, метеориты образовались на различных стадиях конденсации и

агрегации планетизималей. Углистые хондриты представляют собой наиболее

примитивные продукты конденсации (гетерогенная аккреция). Fe-каменные и Fe-

метеориты рассматриваются как продукты ранней конденсации. Но в целом единого

мнения на происхождение метеоритов не существует, остается много неясного.

РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ В ВЕЩЕСТВЕ ПЛАНЕТ

Что же является отправной точкой в космохимических моделах состава планет?

Представляется разумным допущение, что между составом Солнца, планет и

метеоритов Солнечной системы существует закономерная связь, так как они, по всей

вероятности, являются производными одних и тех же событий нуклеосинтеза. Поэтому

есть законные основания полагать, что распространенности элементов в планетах

характеризуются теми же пропорциями, что и в Солнце, и в метеоритах.

Этот принцип об аналогии твердого вещества планет и метеоритов является

основополагающим, он был заложен уже в первых работах Мейсона и Рингвуда для

оценки состава планет, в частности Земли.

Так, Мейсон предположил, что мантия+кора имеют такой же состав, как “средний”

хондрит, а железное ядро имеет состав Fe-Ni-составляющей хондритов+среднее

содержание в них троилитовой фазы. Рингвудом предполагалось, что Земля образовалась

из вещества с составом углистых хондритов типа С1.

В настоящее время разработаны различные космохимические модели для оценки

состава планет, прежде всего Земли и Луны. Все они в том или ином виде используют в

качестве источника вещества планет -вещество солнечной небулы, и следовательно,

базируются на имеющихся данных по составу метеоритов.

Так, одной из успешных попыток для оценки состава Земли и Луны является подход,

разработанный Ганапати и Андерсом, которые предположили, что Земля и Луна состоят

по меньшей мере из 7 различных компонентов того же типа, которыми сложены

обыкновенные хондриты.

Такие компоненты включают:

1 - ранний конденсат,

2- металличское Fe-Ni,

3- магнезиальные силикаты,

4- сульфиды,

5-6 - претерпевшие в ходе аккреции переплавление силикатная и металлическая фазы,

7- поздний конденсат, обогащенный летучими.

Оценка содержания каждого из компонентов производится по величинам отношений

пар элементов, имеющих резко различные концентрации в указанных компонентах.

Сопоставление оценок среднего состава Земли, сделанных Ганапати-Андерсом и

Смитом, базирующихся на различных подходах, обнаруживает согласованность (за

исключением Na, K), что увеличивает доверие к этим моделям. Эти оценки считаются

наиболее подходящими для Земли в настоящее время.

Главным образом, космохимические модели развиваются применительно к Земле и Луне,

но в последнее время сделаны попытки оценок для других планет земной группы: Марса,

Венеры. С наиболее известными из них мы познакомимся позднее, рассматривая

исторические и современные модели аккреции планетного вещества, после того как будут

изложены основные данные по строению планет и составу их пород.

Особенности состава и строения планет Солнечной системы

Формирование планет Солнечной системы проходило в два этапа:

1) конденсация вещества окружавшей прото-Солнце протопланетной газовой

туманности, которая благодаря различиям P-T условий в разных ее частях и

давлению солнечной радиации приобрела первичную неднородность;

2) аккумуляция конденсированного вещества протопланетной туманности в его

сгущения – прото-планеты и последующее аккреционное сжатие под

воздействием сил гравитации.

Процессы конденсации и аккумуляции вещества околосолнечной туманности

связываются с развитием Солнечной системы в период 6-4,5 млрд. лет.

Две группы планет Солнечной системы, различия в их строении и составе.

Планеты Солнечной системы, а их известно 9, можно разделить на две группы:

планеты земного типа, близкие к земле по размерам и плотности слагающего их вещества

и ближе расположенные к Солнцу, и планеты-гиганты, удаленные от Солнца и

отличающиеся малой плотностью.

Первая группа: Меркурий, Венера, Земля+Луна, Марс,

вторая: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, и особняком стоит Плутон.

Планеты земного типа, судя по плотности, вероятно, и по химическому составу

должны быть близки к Земле.

Определение плотности планет основано на их размерах и массе, вычисленной по

законом небесной механики. Первая группа имеет плотность=3,9-5,43 (max у Меркурия),

а вторая 0,7-1,7 г/т. Минимальную плотность имеет Сатурн - 0,69 г/см3, остальные

планеты по плотности более близки, она составляет от 1,14 до 1,67 г/см3. Низкая

плотность указывает на значительную долю газовых компонентов в составе последних.

Предполагается, что основным их веществом является Н и Не. На основании

астрофизических данных построены модели больших планет, включающие газовую

атмосферу - Н, He, аммиак – NH

и метан- CH

и оболочки: жидкий молекулярный Н

жидкий металлический водород, лед воды, метана и силикатное ядро.

Различия в составе двух групп планет связывают с условиями конденсации вещества

в солнечной небуле. Мы уже говорили об основных закономерностях и порядке

конденсации отдельных компонентов: Fe-Ni часть, силикаты, летучие. Более нагретые

внутренние планеты будут иметь в своем составе преимущественно силикаты и Fe, а

более холодные - больше летучих компонентов. Основное химическое различие между

группами планет заключается в обогащенности или обедненности их Н и Не. Внутренние

планеты не велики и не обладают достаточными гравитационными полями для того,

чтобы удерживать легкие газы. Кроме того, на ранних стадиях формирования внутренние

планеты были сильнее нагреты (близость Солнца) и соответственно легкие газы были

ими потеряны. Сильные солнечные ветры на ранних этапах также обеспечили вынос

газов (H, Не) и летучих из внутренних частей Солнечной системы. Этими факторами

объясняют преобладание в составе планет земной группы более тугоплавких элементов в

металлической и силикатной фазах, а внешней группы - H, He, CH

, NH

в замерзшем

состоянии.

Данные о планетах земной группы: средняя плотность, роль металлических ядер,

коры планет.

Для всех планет ЗГ, как уже отмечалось, характерна высокая плотность,

снижающаяся от Меркурия к Марсу. Эти вариации плотности позволяют предполагать

фракционирование одной из фаз при образовании планет. Различие в плотности

объясняют различным содержанием Ме-Fe. Как и в случае Земли предполагается, что Ме-

фаза слагает ядра планет ЗГ, и соответственно относительный размер ядра снижается от

Меркурия к Марсу.

Представление о дифференциации плотности планетного вещества с увеличением ее

к центру основываются и на различии расчетной средней плотности планет и плотности

их поверхностных слоев, а в случае наличия информации о составе поверхностного слоя,

также на его отличии от предполагаемого валового состава планетного тела.

Все это послужило основанием для предположения о том, что все планеты ЗГ имеют

аналогичное строение и состоят из трех главных сфер: ядро, мантия, кора. Размер ядра

оценивается на основании средней плотности и составляет от 2/3 до 1/4 размера планет.

Основные данные о планетах:

Планета Плотность,

состав –Fe-

Ni + S±O

Отн.

размер

ядра

Состав коры атмосфера

Меркурий 5,435 г/см

2/3 Нет данных Нет

Венера 5,245 1/2 Толеитовые и щелочные

базальты

Плотная CO

, N2, в

верхних слоях – Н2SO4

Земля 5,514;

состав –Fe-

Ni + S±O

<1/2 Континентальная и

океаническая;

распространенность: O,

Si, Al, Fe, Mg, Mn, Ca,

Na, K, Ti, Y, P и прочие

0,2 %.

, O

Марс 3,934 1/4 Высокожелезистые

базальты

Разреженная CO

, мало

, Ar

Луна 3,344 Нет? Анортозиты, базальты;

распространенность: O,

Si, Al, Fe, Ca, Mg, Ti,

Na.

Нет

Планета Плотность,

состав –Fe-

Ni + S±O

Отн.

размер

ядра

Состав коры атмосфера

Меркурий 5,435 г/см

2/3 Нет данных Нет

Венера 5,245 1/2 Толеитовые и щелочные

базальты

Плотная CO

, N2, в

верхних слоях – Н2SO4

Земля 5,514;

состав –Fe-

Ni + S±O

<1/2 Континентальная и

океаническая;

распространенность: O,

Si, Al, Fe, Mg, Mn, Ca,

Na, K, Ti, Y, P и прочие

0,2 %.

, O

Марс 3,934 1/4 Высокожелезистые

базальты

Разреженная CO

, мало

, Ar

Луна 3,344 Нет? Анотозиты, базальты;

распространенность: O,

Si, Al, Fe, Ca, Mg, Ti,

Na.

Нет

Коры планет имеют отчетливо меньшую, чем средняя, плотность, и в тех случаях,

когда он известен, иной состав, относительно обогащенный менее тугоплавкими

веществами и некогерентными элементами. Максимальную информацию мы имеем по

земной коре, для всех остальных планет ЗГ мы основываемся главным образом на данных

полученных при изучении Луны, отчасти на исследованиях поверхности Венеры и Марса,

а часто на анологии морфологии и отражательной способности поверхности планет.

Имеются планетарные коры трех типов:

1 - первичная кора - образуется во время или непосредственно сразу после аккреции

при остывании поверхности планеты (считается, что она имеет анортозитовый состав -

Луна);

2 - вторичная кора - образуется позднее при частичном плавлении рециклированной

первичной коры или при частичном плавлении глубин планеты, обычно имеет

базальтовый состав; (примеры включают лунные моря, океаническую кору Земли и

возможно большую часть коры Марса и Венеры)

3 - третичная кора - образуется при частичном плавлении и дальнейшей

дифференциации вторичной коры. Пример - земные континенты, точнее их

континентальная кора, вероятно, единственный пример третичной коры в СС.

Основные данные о планетах земной группы

Меркурий - наименьшая планета. Имеет высокую плотность, что свидетельствует о

высоком содержании Fe и наличии большого ядра, окруженного силикатной корой.

Результаты исследования показывают, что поверхность Меркурия очень похожа на

лунную в смысле распределения на ней кратеров и вероятного ее возраста.

Кратерированные нагорья Меркурия, по-видимому, имеют тоже происхождение, что и

лунные материки. О химическом составе коры нет данных. По Адамсу Меркурий

имеет подобно Луне анортозитовую (анортозитовые габбро) кору, они имеют сходство в

спектрах отражения. Что касается гладких равнин, то они отличаются по спектрам от

лунных базальтов, могут иметь не базальтовый состав и, возможно, образовались в

результате выбросов из больших ударных кратеров. Имеет весьма разреженную

атмосферы состоящую их инертных газов.

Венера. По размерам и средней плотности близка к Земле. Высказывались различные

гипотезы о природе планеты на основании этого сходства, но они не подтвердились при

исследованиях Венеры. Поверхностные породы представлены преимущественно

базальтами, подобными MORB и щелочным базальтам Земли. Первоначально

установленное гамма-спектрометрией высокое содержание РАЭ послужило основанием

для предположения о наличие на Венере гранитов и следовательно континентальной

коры. Эти данные не подтвердились, оказалось, что высокие содержания РАЭ

принадлежат обширным извержениям щелочных базальтов, содержащих 4% K. Венера

имеет плотную атмосферу, состоящую из СО2 (97%) и N2 (3%). Для нее характерны

высокие поверхностные и атмосферные температуры.

Земля. Имеет трехслойное строение. Земная кора - это верхний слой отделенный от

нижележащего поверхностью Мохоровичича, при переходе которой происходит

скачкообразное увеличение скоростей сейсмических волн. На материках мощность ЗК

составляет 30-70 км, под океанами - 5-15 км. Природа этой границы до конца не ясна:

вероятным является изменение химического состава, плотности и фазового состояния

минералов или совместно несколько факторов. Порядок распространености элементов в

ЗК : O, Si, Al, Fe, Mg, Mn, Ca, Na, K, Ti, Y, P и прочие 0,2 %.

Мантия Земли простирается до глубины 2900 км и имеет существенно

ультраосновной состав, в ней выделяется три слоя с границами раздела на глубинах 400 и

1000 км, а также ряд сейсмических разделов, соответствующих изменением главным

образом не состава, а появлением более плотных модификаций минералов или минералов

с более плотной упаковкой. По сравнению с ЗК в мантии происходит увеличение

содержания Fe, Mg Ni, S и снижение Si, Al, Ca , порядок распространенности: O, Fe, Si,

Mg, S, Al, Ca, Ni, Na, Cr, Mn.

По сейсмическим данным большая часть ядра, его внешняя часть, жидкая и только с

глубины 5100 км начинается твердое внутреннее ядро. В основе гипотезы о Fe-Ni ядре

лежит предположение о близости его состава к составу Fe метеоритов. Эксперименты

показывают, что при р=2,5*10

Па, сплав из 90% Fe и 10% Ni имеет свойства, близкие к

свойствам земного ядра, но обладает несколько большей плотностью. В связи с этим

считают, что ядро содержит некоторую долю более легких элементов, таких как S, O, Si.

Для всех предпочтительнее выглядит S.

Луна. 85% поверхности составляют возвышенности-“материки” (плоскогорья или

нагорья) и около 15% - “моря” (низменные области). “Материковые” породы

представляют собой брекчии из обломков анортозитов, анортозитовых габбро, редких

шпинелевых троктолитов и норитов, редких базальтов. Указанный состав пород

свидетельствует о высоких концентрациях в материковых породах Al

. Породы явно

образовались из расплава, а затем были раздроблены ударами метеоритов, возможно

вплоть до частичного плавления с образованием базальтов. Формировались они в сильно

восстановительных условиях, так как содержат самородное Fe. Характерен дефицит

летучих, нет минералов, содержащих H

O и CO

. Возраст материковых пород очень

древний - 4,4-4,6 млрд.лет, хотя есть и более молодые - до 3,9-4,1 млрд.лет.

Лунные моря сложены разнообразными базальтами. Объем их невелик, они

представляют слой порядка 1 км. Образование базальтов произошло в интервале от 4,2 до

менее 3 млрд.лет. Отличаются от земных базальтов резко повышенным содержанием Fe

Ti и других тугоплавких Ме: Sc, Y, Cr, Ni, Co, Mn, Zr, Nb, Mo, РЗЭ. Напротив содержание

, Na, K понижено.

У Луны нет осадочного и гранитного слоев, атмосферы и гидросферы. Большая часть

поверхности Луны покрыта рыхлым слоем мелкозема - реголита, состоящего из частиц

пород и минералов, фрагментов стекла и небольших количеств осколков метеоритов,

образование его связано с контрастом дневных и ночных Т, но главным образом с

метеоритными ударами, слой брекчированных пород может достигать 10 км.

Практическое отсутствие на Луне атмосферы и воды означает, что процессы

выветривания не участвовали в образовании реголита.

В лунной коре наиболее распространены 8 химических элементов: O, Si, Al, Fe, Ca,

Mg, Ti, Na. Отличие от Земли в высоком содержании Ti в ряде базальтов и относительно

низком содержании Na и K.

В целом Луна менее дифференцирована, чем Земля, средняя плотность 3,34, а на

поверхности составляет 3,1-3,2. Следовательно, Луна практически нацело сложена

силикатным материалом, и вероятно не имеет металлического ядра. Кора мощностью

60-100 км подстилается мантией, в которой выделяется два слоя. Верхний слой или

литосфера до глубин 400-500 км, как предполагается, сложен кумулятивными

ультраосновными породами. Второй слой простирается до 1100 км, где происходит

резкое изменение скоростей сейсмических волн. Наличие ядра является дискуссионным.

Геохронологические исследования показывают, что лунная материковая кора

является первичной и формировалась между 4,35 и 4,45 млрд.лет. Импактные процессы,

т.е.удары метеоритов, на поверхности Луны до примерно 3,9 млрд.лет, когда и

сформировались большие морские бассейны. Выплавление базальтов, заполнивших

морские бассейны, не связано с импактным процессом, а происходило позднее и

обусловлено плавлением, вызванным аккумуляцией радиогенного тепла.

Наиболее популярная модель формирования лунной первичной материковой коры

включает наличие ультраосновного магматического океана, который покрывал всю

поверхность Луны до глубин 200-500 км, он кристаллизовался за время < 100 млн.лет

начиная с 4,45 млрд.лет. В этом расплавленном слое в безводных условиях происходила

флотация плагиоклаза, образующего анортозитовую кору, пироксен и оливин

преимущественно осаждались вниз, образуя верхнюю мантию деплетированную