Жарков В.Н. Внутреннее строение Земли и планет

Подождите немного. Документ загружается.

энтропии в их недрах *). Мы уже отмечали выше, что

переход в металлическую фазу молекулярного водорода

происходит при р ~ 3 Мбар. В модели Юпитера, показан

ной на рис. 92, это соответствует значению относительно

го радиуса [3 = r/R (R — средний радиус планеты), рав

ному [Зм = 0,765. Металлическая оболочка в Юпитере

простирается до границы с TKJI-ядром при ря = 0,15. На

этом уровне давление равно 42,3 Мбар, в центре планеты

Ро —

78 Мбар.

Таблица 29

Химический состав Ю питера и Сатурна

Планета ти к

Тип

моде

лей

Обилие в оболочке ^

Обилие в планете

Д М/М

гткл

Юпитер

140

I 0,68

0,31

0,66 0,30

0,04

0.71 0,18

0,10 0,69 0,18

0,12 8

250 I

0,51

0,47 0,01 0,51

0,47 0,01

II 0,60

0,16

0,23

0,60 0,16 0,23

Сатурн 140

0,68

0,31 0 0,50

0,23

0,26

II 0,71

0,18 0,10

0,53 0,14 0,33

I 0,99 0

0 0,68 0

0,31

■*) Z , = 0 ,01 в о в с е х м о д е л я х .

В модели Сатурна (см. рис. 93) металлическая оболоч

ка расположена в интервале 0,465 р ^ 0,267. Давление

на границе с ядром из TKJI-компоненты сравнительно

невелико: ря = 8,12 Мбар (р„ = 0,267). Давление в центре

Сатурна р0 = 48 Мбар. Температуры в центре обеих пла

нет равны ~ 2,5 • 104 К. В действительности может ока

заться, что вещества, из которых состоят TKJl-ядра Юпи

тера и Сатурна, дифференцированы по плотности. Однако

имеющихся пока данных явно недостаточно для количе

ственного исследования этого вопроса. Юпитер обладает

*) Энтропия — это термодинамическая величина, остаю щ аяся

постоянной при адиабатическом процессе, когда не происходит

обмена теплом между различны ми элем ентами среды. Она не

имеет столь наглядного смысла, как тем пература или давление,

являясь в то ж е время не менее важной термодинамической пе

ременной.

мощным собственным магнитным полем. Это поле было

открыто и исследовано по радиоизлучению планеты в

1954—1960 гг. Тогда же было установлено, что поляр

ность магнитного поля Юпитера обратна полярности зем

ного магнитного поля. Данные, полученные с помощью

космических аппаратов «Пионер-10, -И», позволили оха

рактеризовать это поле количественно. Определены

следующие коэффициенты Гаусса в магнитном потенци

але W [формула (42)1 планеты:

дипольные коэффициенты:

g° = 4,129, g{ = — 0,492, h\ = 0,531 Гс

(этим коэффициентам соответствует напряженность дипо

ля на экваторе планеты Вк = 4,19 Гс; ось диполя наклоне

на к оси вращения на угол ~ 10°),

квадрупольные коэффициенты:

gl = 0,42, g\ = - 0,738, hl = - 0,050,

g; = 0,324, h\ = - 0,381 Гс

(S2 = 0,89 Гс).

Определены также октунольные коэффициенты и со

ответственно В3 = 0,61 Гс. Интересно, что отношения

B-JBj ~ 0,2 и BJB, ~ 0,14 близки к аналогичным отноше

ниям для земного поля. Поле Юпитера является полем

эксцентрического диполя, центр которого отстоит от оси

вращения на ~ 0,2 /?ю и на ~ 0,1 й ю смещен в северное

полушарие. Из-за этого максимальное значение поля на

поверхности Юпитера в северном полушарии составляет

~ 14 Гс, а в южном полушарии И Гс. Магнитный момент

Юпитера Мю = B1-Rl) = 1,35 • 1030 Гс - см3. Источники маг

нитного поля Юпитера расположены в его обширной

металлической оболочке.

Пролет КА «Пионер-11» в 1979 г. мимо Сатурна

позволил измерить магнитное поле планеты. В отличие

от магнитных полей других планет, магнитное поле Са

турна оказалось почти чисто дипольным с осью диполя,

совпадающей с осью вращения планеты с точностью до

1°, а центр диполя совпадает с центром масс планеты

с точностью до ~ 0,01 Rc, Rc — радиус Сатурна. Напря

женность поля на экваторе равна В0 « 0,2 Гс. Магнитный

момент Сатурна Мс =■ B0-Rc « 4-1028 Гс-см3.

Выше отмечалось, что тепловые потоки из недр обеих

планет очень велики; они равны потокам, получаемым

планетами от Солнца. Ото аномальное явление еще не по

лучило однозначного объяснения, хотя большинство ис

следователей склоняется к объяснению этого теплового

потока гравлтагшонным сжатием планеты.

10.8. Модели Урана и Нептуна

Двухслойные адиабатические модели обеих планет

показаны на рис. 94 п 95. Отношение Y/Х в водородо-ге-

лиевой оболочке (из Г1) выбрано в солнечной пропорции

{Y/X — 0,26). Для ядра принят состав ТКЛ I (СН.( +

+ NH3 + Н20 + ТК) в соответствии с предположением о

р,бар

/О7

Шв

р,г/см

Ю5 -

Ю* -

W3 -

to4

/Ог -

10~г

/о -

10~3

10~ *

Рис. 94. Модель Урана См. подпись и рис. 92.

низкой начальной температуре в области образования

Урана и Нептуна. Модели Урана н Нептуна принадле

жат к моделям II типа, так как их тонкие водород-гели-

евые оболочки содержат примесь 10% ТКЛ I-компонен

ты. Основные параметры моделей следующие: относи

тельный радиус и масса ТКЛ I-ядер равны соответствен

но 0,78 и 0,94 для Урана и 0,85 и 0,97 для Нептуна.

Давление на границе ядра у Ураиа /;„=117 кбар, а у

Нептуна ря — 74,6 кбар. Давлеппе в центре Урана ра =

= 5,83 Мбар, а в центре Нептуна р0 = 7,4 Мбар, темпе

ратура в центре Урана 11 тыс. град, а в центре Непту

на 12 тыс. град (граничная температура = 100 К).

Обе планеты имеют близкий химический состав:

Н20 - (0,39-0,4); СН4— (0,22-0,23); NH, — 0,08; Т К -

(0,24—0,25); (Н? + Н е)— (0,03—0,06) по массе. Эти моде

ли имеют значение момента У2 для Урана 0,01, а для Неп

туна 0,004, что близко к наблюдаемым значениям, приве

денным в табл. 27. Данных об Уране и Нептуне еще

р,бар

!07

Т, НГ1 К

д^м/с'-

N. 10в

р, г/см

fi / С

ros

-10

0,8 ~

/'■‘/Ч V

-1

ЦВ*

!03

0,4 I

- д /

/Ч

10г

-10~г

0,2-

- /

У \ "

-10 ~3

0 -

/ 1 —

ii 1 1 1.1 1 \

-Ю'4

О 0,2 О-ft O fi 0 ,8 f i

Рис. 95. Модель Нептуна. См. подпись к рис. 92.

слишком мало, поэтому модели обеих планет следует рас

сматривать как предварительные. В частности, из физи

ческих соображений ясно, что ядра планет должны быть

дифференцированы по плотности. В настоящее время по

строены трехслойные модели планет, удовлетворяющие

данным наблюдений. Оказалось, что средний химический

состав планет, приведенный выше, при этом сохранился.

Тот же вывод относится и к распределению температур

в обеих планетах.

10.9. Планета Плутон — бывший спутник Нептуна?

Плутон — наиболее отдаленная планета в Солнечной

системе. Ее среднее расстояние от Солнца составляет

39,5 а. е. Эксцентриситет орбиты велик, а ее наклон

к плоскости эклиптики ~ 18°. Данные о Плутоне очень

ненадежны.

До 1978 г. масса Плутона оценивалась в ~ 0,1 массы

Земли, а радиус — в 0,5 земного, так что средняя плот

ность получается равной ~ 4,9 г/см3. В 1978 г. американ

ский астроном Дж. Кристи (Гарвардская обсерватория,

США) открыл спутник планеты Плутон. Это сенсацион

ное открытие привело к очередному радикальному пере

смотру данных о Плутоне. Выбирая расстояние между

Плутоном и его спутником равным ~ 20 ООО км, мы

впервые получаем возможность надежно оценить суммар

ную массу планеты т, и спутника т2, М = т1 + т Для

этого воспользуемся законом Кеплера, записанным в виде

тл + >п2 м а1 Р1

тю + та2о ~~ м о ~ «J Р \'

где /п10 и т20 — массы компонент некоторой эталонной

системы, например Земли, т „ = 5,98 • 10” г, и Луны,

т20 — (1/81)иг10, а величины = 20 -103 км и Рt = 6,4 су

ток — расстояние между Плутоном и его спутником и пе-

•риод обращения спутника вокруг Плутона (те же величи

ны для Земли и Луны равны а0 = 384 • 103 км п Р0 = 27,33

суток). В результате получаем М ~ Мо/390. Для оценки

радиуса Плутона предположим, что почти вся масса

сосредоточена в планете (mi > т2), а для средней плот

ности примем значение, совпадающее со средней плот

ностью Каллисто — внешнего галилеева спутника Юпите

ра. Этот спутник_в основном состоит из льда, и его сред

няя плотность р ~ 1,7 г/см3. В результате получаем

оценку радиуса Плутона ~ 1300 км, который оказался

в 2,5 раз меньше, чем это принималось до 1978 г. Диаметр

спутника Плутона оценивается как величина, примерно

в два раза меньшая диаметра планеты, и соответственно

масса спутника на порядок меньше массы планеты.

Одной из интереснейших проблем, связанных с Плу

тоном, является гипотеза, выдвинутая английским теоре

тиком Литтлтоном, согласно которой планета является

бывшим спутником Пепт'упа. Предполагалось, что Плутон

покинул окрестности Нептуна после сблпжешш («столк

новения») с Тритоном. В результате этого столкновения

Плутон был выброшен на свою сильно эксцентрическую

и наклонную орбиту, а орбита Тритона также претерпела

существенное изменение — из экваториальной она стала

сильно наклоненной, и движение по ней Тритона стало

обратным. Гипотеза Литтлтона предполагает, что физиче

ские свойства Плутона и Тритона должны быть близки,

так как они образовались рядом у одной и той же плане

ты. Это обстоятельство можно проверить только с по

мощью космических исследований, когда будут получены

более детальные данные об этих телах. Пока что все это

остается интереснейшей гипотезой.

Открытие спутника у Плутона делает указанную гипо

тезу, вообще говоря, менее правдоподобной, и вопрос

о происхождении странной двойной системы — Плутона

и его спутника — на периферии Солнечной системы пока

остается без ответа.

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ЛУНЫ

«В наш их руках находятся лиш ь по

верхностные породы Луны . М ожно ли, ис

следуя лиш ь поверхностные породы Луны

(как и других планет), составить пред

ставление о химическом строении веще

ства внутри Луны?»

А. П. Виноградов,

«Дифференциация вещества Луны и планет

на оболочки» в книге «Космохимия Луны

и планет».

Выше отмечалось, что для Луны хорошим приближе

нием является однородная модель. Соответственно рас

пределение давления в недрах Луны дается формулой

(53). В настоящее время проведены первые зондирования

Луны геофизическими методами. Суммируем кратко ре

зультаты этих работ.

11.1. Сейсмические данные *)

Первые сейсмические эксперименты на Луне проведе

ны в 1969 г. после посадки космического аппарата «Апол-

юн-11» (Л-11). Затем сейсмические станции устанавлива-

тись экспедициями А-12, А-14, А-15, А-16 и А-17. Источ

никами питания сейсмической станции А-11 были

юлнечные батареи; станция работала в течение непродол-

кительного срока. Приборы последующих экспедиций

А-12, 14, 15, 16) образовали сеть из четырех станций

рис. 96), каждая пз которых состояла из трехкомпонент-

юго длиннопериодного и вертикального короткопериод-

юго сейсмометров. В качестве источников питания

1спользовались изотопные энергетические установки.

3 связи с низким сейсмическим фоном на Луне все длин-

*) И злож ение основано на обзоре Токсоца (1979 г.). В частно-

ти, рис, 96— 100 взяты из этого обзора.

нопернодные сейсмометры имели чувствительность п

1000 раз большую, чем аналогичные приборы, использу

емые в стандартной мировой сейсмической сети. В месте

посадки А-17 был установлен лунный гравиметр, который

временами мог работать как короткопериодный сейсмо

метр. Лунные станции работали до 1 октября 1977 г.

В настоящее время они выключены. Лунные сейсмиче

ские станции непрерывно регистрировали естественные

события: лунотрясеиия и падения метеоритов. Ото пассив

ный сейсмический эксперимент.

Р и с. 96. Распределение эпицентров лунотрясений и положение сети сей

смических станций Л-12, 14, 15, 16 и 17. Черные значки обозначают со

бытия на ближней стороне Луны, а заш трихованные — на ее обратной

стороне. Неясно, обусловлена ли редкость событий на обратной стороне

«ТГуиы затуханием волн в недрах Луны и геометрией расположения се

ти станций или ж е реальная частота событий в удаленном полуш арии

меньше. 1 — сейсмометры, 2 — глубокофокусные события, 3 — мелкофо

кусные события.

На Луне были выполнены также активные сейсмиче

ские эксперименты двух типов. В активных эксперимен

тах первого типа сехгсмические волны возбуждались

падением отработанных частей космических аппаратов

«Аполлон». По команде с Земли третья ступень ракеты

направлялась в заданную точку Луны. Ее масса составля

ла 14 т, скорость удара о лунную поверхность 2,5 км/с,

кинетическая энергия 5 • 1017 эрг, сейсмическая энергия

5 -1012 эрг. Такой же сейсмический эффект получается

при взрыве заряда массой в 10 т (говорят, что тротиловый

эквивалент удара равен 10 т). Лунный модуль, в котором

космонавты стартовали с Луны, после стыковки и лерехо-

да космонавтов в командный отсек также сбрасывался па

Луну. Его масса 2,4 т, скорость падения 1,7 км/с, кинети

ческая энергия удара 3 • 10‘6 эрг, выделяемая сейсмиче

ская энергия (1,5—3) ■ 1010 эрг, тротиловый эквивалент

800 кг. Такой эксперимент можно рассматривать как

космическую разновидность метода глубинного сейсмиче

ского зондирования (ГСЗ). На Земле метод ГСЗ широко

используется для изучения детального строения земной

коры с помощью взрывов мощных зарядов взрывчатых

веществ. Активные эксперименты второго типа похожи

на земную сейсморазведку. В этом случае космонавты

устанавливали на сейсмическом профиле длиной в сотню

метров несколько геофонов, которые регистрировали около

десятка искусственных взрывов зарядов от 100 г до 2,7 кг

2, расстояний 100 м — 2,7 км. Активные эксперименты

[юзволили выявить детальную структуру наружных слоев

в местах посадки А-14 — А-17.

Сейсмичность Луны изучалась на протяжении восьми

тет. Наряду с падением метеоритов на Луне систематиче

ски регистрировались сейсмические толчки трех типов:

тепловые (высокочастотные телесейсмические импульсы)

ВЧТ) и сигналы от слабых глубокофокусных лунотрясе-

птй. Эти события различаются по типу сейсмограммы

I положению очагов. Очаги тепловых лунотрясений нахо-

(ятся на расстоянии всего нескольких километров от

■ейсмической станции. Время их возникновения коррели-

>ует с лунными сутками, а сами они обусловлены рас-

•рескиванием наружной кромки Луны под влиянием

емпературных . напряжений, возникающих из-за смены

;ня и ночи. Очаги ВЧТ-имиульсов расположены в лунной

итосфере на глубине менее 100 км. Снятое напряжение

ри этих толчках составляет —100 бар, т. е. довольно

елико. Такие напряжения характерны для внутриплито-

ых землетрясений (см. конец § 1.4). Эти данные являют-

я прямыми указаниями на наличие больших касательных

апряжешга в лунной литосфере. Не исключено, что оча-

ц этих лунотрясений тяготеют к границам круговые

орей — границам масконов, где разумно ожидать боль-

шх градиентов касательных напряжений в лунной лито-

фере. Время возникновения ВЧТ-лунотрясений не

оррелирует с характерными лунными периодами, и они

е повторяются в одном и том же месте. Их максималь-

ая магнитуда, оцененная по объемным S'-волнам, состав-

чет 4,5. В среднем в год наблюдается пять ВЧТ-событий

полным выделением сейсмической энергии ~ 1016 эрг/год.

Отсутствие таких событий иа обратной стороне ЛунЫ,

видимо, объясняется невозможностью их регистрации.

Очаги глубокофокусных лунотрясеинй расположены

иа глубинах от 700 до 1100 км, т. е. в пограничной зоне

между литосферой и астеносферой, где по расчетам долж

ны концентрироваться напряжения из-за неравновесности

фигуры Луны. Глубокофокусные лунотрясения исключи

тельно слабы — их магнитуды но объемным волнам не

превосходят трех, и онн в совокупности выделяют меньше

сейсмической энергии, чем ВЧТ-событня. Очаги глубоко-

фокусных луногрясеиии сгруппированы в несколько

поясов, а выделение сейсмической энергии происходит

с периодами, равными периодам лунных приливов (13,6,

27,2; 27,5; 206 суток п 6 лет). Таким образом, лунные

приливы служат или. спусковым механизмом для этих

лунотрясений, или же источником их энергии. Полное

выделение сейсмической

энергии за год для Луны

примерно па 9 порядков

меньше, чем для Земли. Та

кая слабая сейсмичность объ

ясняется тем, что тектони

ческая активность па Луне

закончилась несколько мил

лиардов лет тому назад.

Как упоминалось выше,

активные сейсмические экс

перименты позволили выя

вить скоростной разрез на

ружного покрова Луны в ме

стах посадки А-14, 16 и 17.

На врезке к рис. 97 показан

скоростной разрез верхних

слоев Луны в континенталь

ном районе Тавр — Литтров

(у юго-восточной границы

Моря Ясности). Этот разрез

построен группой американ

ских сейсмологов иод руко

водством Р. Ковача. Лунная

поверхность выстлана слабосвязанным раздробленным об

ломочным материалом, названным лунным реголитом.

Мощность реголитового покрова колеблется в пределах

4—12 м. Скорости сейсмических волн в реголите равны

vP « 100 м/с, va » 60 м/с. Мощность второго слоя широ

Ск о р о ст ь , к м /с

О 2 4 6 8 10

го

1 *“>,

f0 0

—1

^ 80

'*■ 1

100-

110

Скорость, км /с \

~0 Z 4

2*5

Рио. 97. Результаты исследований

скоростной структуры (и i 1 по

ры и верха мантии в юго-восточ

ной части Океана Бурь. В озмож

но, имеется высокоскоростной

слой (9 км/с) непосредственно

под корой. На врезке показана

скоростная структура наружного

слоя в месте посадки Л-17.