Жарков В.Н. Внутреннее строение Земли и планет

Подождите немного. Документ загружается.

ко варьирует от десятков до сотни метров, i;P~ 250 —

300 м/с. Вещество этого слоя, вероятно, состоит из вы

бросов при образовании больших кратеров. В месте по

садки А-17 этот слой имеет мощность ~30 м и vP ~

~ 300 м/с. Далее следуют слои со скоростями у*. ~ 500 и

960 м/с и мощностями 400 м и 1 км соответственно.

Эти слои состоят из трещиноватого базальтового матери

ала с низкоскоростными включениями. Затем vP скачком

возрастает до значений 3—4 км/с, что по предположению

соответствует переходу к габбро-аиортозитовому составу.

Поверхностные слои Луны в широком смысле состоят

из базальтов. В лунных базальтах, так же как и в земных,

преобладают пироксены, плагиоклазы, оливин и ильменит

(РеТЮ3), который придает луппым морским базальтам

темную окраску. Химические формулы и физические па

раметры оливинов, пироксенов и плагиоклазов приведены

в табл. 2. Лунные плагиоклазы состоят в основном из

твердого раствора альбита N a A lS i30 8(Ab) и анортита

C aA l2S i20'e(Ап). Содержание анортита в лунных плагио

клазах ~Ап60—Аи10о, в среднем Ап90. Анортозит — свет

лая порода, слагающая лунные материки,— состоит в ос

новном из близкого к- анортиту плагиоклаза с небольшой

примесью оливина и пироксена. Анортозиты, слагающие

материки, значительно отличаются от лунных базальтов,

покрывающих морские районы. Плотность анортозитов

(~2,9 г/см3) заметно меньше, чем плотность морских ба

зальтов (~3,3 г/см3). Горная порода, образовавшаяся из

базальтовой магмы, застывшей в приповерхностных слоях,

называется габбро. Она имеет состав, сходный с базаль

том, но более грубозерниста. Выше было указано, что

поверхностный слой с vP ~ 4 км/с имеет габбро-анортози-

товый состав, т. е. состоит из породы, представляющей

собой как бы смесь габбро и анортозита. Подробнее о лун

ных породах будет сказано в следующем параграфе,

а сейчас продолжим описание сейсмической модели Луны.

На рис. 97 показан скоростной разрез лунной коры

и верхов ее мантии в районе формации Фра-Мауро

в Океане Бурь, в местах расположения сейсмических

станций А-12 и А-14. Этот разрез получен методом кос

мического ГСЗ группой сейсмологов во главе с Токсоцем.

Разрез характеризуется следующими деталями: 1) быст

рое нарастание скорости vP от 0,1 км/с на поверхности до

~6 км/с на глубине ~20 км. Наиболее вероятная причи

на такого изменения vP — закрытие трещин и разломов

под влиянием давления вышележащих слоев и роста тем-

пературы в глубь Луны; 2) на глубине 20 км имеется не

большой, но четко выраженный скачок скорости (граница

раздела в лунной коре). Природа этой границы недоста

точно ясна и может быть связана как с переходом от тре

щиноватых пород к сплошным и скальным породам, так

и с некоторым изменением химического состава; 3) при

мерно постоянное значение vP ~ 7 км/с в интервале глу

бин от 20 до 60 км; 4 )скачкообразное возрастание скоро

сти у основания лунной коры (глубины 55—60 км);

5) в подкоровой области (лунной мантии) получены раз

ные значения скоростей, например 7,7 и 9 км/с.

Средняя скорость P-волн в верхней мантии Луны (до

глубин ~ 400—-500 км, иногда границу помещают на глу

бине 480 км) менее 8 км/с. Это указывает на то, что зна

чение 9 км/с может быть локальной особенностью рай

она Фра-Мауро и мощность этого аномального слоя не

может быть большой. Исследования показали, что раздел

в коре на глубине 20 км существует и- в районах других

сейсмических станций, в частности в материковой зоне —

месте посадки А-16. Скорость,«м/а

Полная толщина коры 2. « s в

там равна 75 км, что

видимо, объясняется за

метной изостатической

компенсацией матери

кового поднятия.

На рис. 98 показан

скоростной разрез Лу

ны, построенный груп

пой сейсмологов из Мас

сачусетского технологи

ческого института во

главе с Токсоцем. При

его построении исполь

зовались также данные,

полученные специали

стами пз Техасского

университета, работав

шими под руководством

Г. Латема. Данные

приведены для глубин,

меньших 1100 км, так как для больших глубин они нена

дежны. Рис. 98 интерпретируется следующим образом.

Мощность коры принята равной 60 км для всей Лупы

чисто условно по единственным сравнительно детальным:

^ 2-0

Сз

3 0

/?уна Земля

100

40 0

600

800

1000

Рис. 98. Распределение скоростей Р- и

S-волн в мантии Луны, полученное иа

основе обработки всей совокупности

данных. Прерывистыми линиями пока

заны усредненные профили скоростей

в Земле при тех ж е значениях давле

ний. В Земле 1 кбар соответствует при

мерно 3 км глубины.

данным для района Фра-Мауро. Можно утверждать, что

мощная кора является глобальной особенностью Луны.

На это, в частности, указывает большая величина тепло

вого потока из недр Луны при относительно умеренных

температурах ее наружных слоев. Следовательно, радио

активные источники должны быть вынесены к поверхно

сти, что требует глобальной дифференциации лунных

недр. Установлено, что центр масс Луны примерно на

2 км ближе к Земле, чем центр геометрической фигуры

нашего естественного спутника. Столь большое смещение

центра масс можно объяснить значительно большей мощ

ностью лунной коры на невидимой стороне Луны. Мощ

ность коры там достигает 100 км и, возможно, даже

превосходит это значение. Видимо, на континентах лун

ная кора может иметь однослойное строение: анортозито-

вое вверху и ближе к габбро внизу. Итак, исследователи

полагают, что лунная кора может заметно меняться в

горизонтальном направлении, иными словами, кора гори

зонтально-неоднородная.

Под корой расположена верхняя мантия Луны толщи

ной примерно 400 км. Сравнение скоростей в верхней

и средней мантии Луны со скоростями в оливинах и ни-

роксенах с различными отношениями Mg/(Mg + Fe) по

казано на рис. 99. Главной особенностью распределения

скоростей в верхней мантии Луны является их слабое

убывание с глубиной. Скорости 5-волн определены более

уверенно, и для них dvs/dR ~ G • 10~4 с~'. Наличие обшир

ной зоны пониженных скоростей в мантии Лупы было

предсказано еще до проведения прямых сейсмических

экспериментов (В. Н. Жарков, В. Ш. Берикашвили, 1965 г.).

Как известно, с ростом давления скорости сейсмических

волн возрастают, а рост температуры приводит к обрат

ному эффекту. Темп нарастания давления в планете

пропорционален ускорению силы тяжести, которое в Луне

в шесть раз меньше, чем в Земле. Поэтому температурные

эффекты в недрах Лупы преобладают пад эффектами

давления. Вопрос о минералогическом составе верхней

мантии сложен. Вероятный состав — ппроксеп-олпвшто-

вый. Тогда по приведенной выше оценке dvs/dR получа

ется dvs/dT

-----

3,2 • 10~4 км/(с - К), что дает для среднего

градиента температуры

dvs

Эта оценка согласуется с температурными распределени

ями в верхней мантии Луны (см. рис. 105 на с. 393).

Недра верхней мантии Луны заметно дифференцированы.

Поэтому уменьшение скоростей может быть обусловлено

как температурным эффектом, так и изменением соста

ва — химического и минералогического. Оценку градиента

4,8

О ZOO 400 600 800

Глу&цна, км

О ZOO 400 Ш 800

Г/1у5ина, а'м

Рис. 99. Профили скоростей Р- и S-волн в недрах Луны (жирные линии)

и экстраполированных к тем ж е условиям скоростей для оливинов и пи-

роксенов с различным содержанием железа. Вертикальные отрезки ука

зывают точность определения скоростей. Видно, что скорости S-волн в

оливинах и пироксенах близки друг к другу и что скорости S-волн в нед

рах Луны определены намного надеж нее, чем скорости Р-волн.

температуры, полученную выше, можно рассматривать

как указание на слабую зависимость vPU) и vs(l) от хи

мического и минералогического состава верхней мантии.

Для разрешения этого вопроса необходимы дополнитель

ные исследования. На рис. 99 по S'-волнам хорошо выде

ляется переходная зона от верхней мантин к средней на

глубинах ~400—480 км. В средней мантнп на глубинах

500—1000 км скорости остаются примерно постоянными.

Усредненное скоростное распределение в мантии дается

следующими значениями:

верхняя мантия

vP = 7,7 ± 0,15 км/с, vs = 4,45 ± 0,05 км/с,

средняя мантия

Ур = 7,6±0,6 км/с, ys = 4 ,2± 0 ,l км/с.

Мы видим, что данные для S-волн уверенно обнаружива

ют падение скоростей при переходе из верхней мантии

в среднюю. Вероятнее всего, это обусловлено изменением

химического состава. Имеются основания ожидать, что

лунная кора представляет собой базальтовую выплавку из

примитивной верхней (а может быть, еще и средней?)

мантии Луны. Силикаты коры обеднены железом (см.

табл. 30 на с. 379) по сравнению с примитивным недиф

ференцированным составом Луны. Далее, как видно из

рис. 99, замещение в силикатах ионов магния ионами

железа вызывает уменьшение скоростей vv и vs. Следова

тельно, естественное объяснение пониженных значений

скоростей в средней мантии Луны за счет роста концен

трации железа указывает на дифференциацию иироксен-

оливиновой компоненты лунных недр (по содержанию

железа) не только в верхней, но и в средней мантии

Луны.

С помощью рис. 99 легко оцепить масштаб этого эф

фекта. По уменьшению скорости vP получаем уменьшение

молекулярного отношения Mg/(Mg + Fe) на ~3% , а по

уменьшению скорости vs — на ~10% . Состав форстерита

Mg2Si04 = 2MgO • Si02 соответствует 57 вес.% MgO

и 43 вес. % Si02 (для фаялита Fe2Si04 = 2F'eO • Si02 эти

цифры соответственно равны 76 и 24 вес.%). Если счи

тать, что в среднем молекулярное отношение Mg/(Mg +

+ Fe) при переходе из верхней в среднюю мантию умень

шается примерно на 6%, то этому соответствует уменьше

ние содержания MgO на ~3,5 вес.% или увеличение со

держания FeO па ~4,5 вес.%.

Кора, верхняя мантия и средняя мантия Луны образу

ют жесткую литосферу Луны, которая выдерживает за

метные напряжения из-за неравновесности Луны. Доброт

ность Qs лунной литосферы очень велика. В результате

сейсмических исследований получены оценки механиче

ской добротности для верхпеп (Qs ~ 5000) н средней

[Qs ~ 1500) мантии. Столь большие значения Qs объясня

ются тем, что лунные недра практически не содержат

тетучих веществ (Н20, СОг и др.), которые были потеря

ны, видимо, еще до образования Луны. Следовательно,

вещество лунной литосферы «не загрязнено», и, кроме

того, температуры внешних слоев Луны заметно ниже

температуры плавления. Резкое изменение Qs от 5000 до

1500 прп переходе из верхней мантин в среднюю можно

также рассматривать как еще одно указание на то, что на

глубинах 400—500 км происходит изменение химического

состава.

Н и ж н я я мантия Луны расположена глубже —1100 км.

Об этой зоне имеется заметно меньше информации. Она

практически не пропускает поперечные волны из очагов,

которые расположены на обратной стороне Луны. Соот

ветственно Qа для этой зоны оценивается величинами

порядка нескольких сотен. Отсутствие очагов лунотрясе

ний и сильное поглощение дают основание назвать эту

зону лунной астеносферой. Видимо, в лунной астеносфере

температуры приближаются к температурам плавления

(~ 1500—1600 °С) или же вещество находится в состоянии

90*3

Рис. 100. Схематическое изображение экваториального сечения лунных

недр. Кора затенена точками. Переходная зона из верхней в среднюю

мантию заштрихована. Зона повышенного затухания находится внутри

окружности, изображенной прерывистой линией. Показаны только очаги

глубокофокусных лунотрясений (черные пружки), квадратиками обозна

чены места установки сейсмометров.

частичного плавления. Техасская группа сейсмологов

выделяет в центре Луны маленькое ядро (радиусом в

170—360 км), в то время как массачусетские сейсмологи

считают, что для такого заключения не имеется достаточ

ных оснований. Если такое ядро, предположительно из

раствора Fe—FeS, реально существует, оно может нахо

диться в расплавленном или полурасплавлепном состоя-

ни в силу низких температур плавления системы

е—FeS. Особенности внутреннего строения Луны изобра-

;ены на рис. 100, на котором показано экваториальное

зчение нашего естественного спутника.

11.2. Лунные породы. Механизм образования коры

и верхней мантии

Интерес к исследованию лунных пород определяется

ногимн причинами. Здесь и желание получить информа-

ню о первичном веществе Солнечной системы — пылевой

ютавляющей газопылевого облака, из которого образова

ть планеты, спутники и кометы, и желание наложить

•раничение на сценарии образования Луны, Земли и пла-

зт. Очень интересна проблема взаимоотношений вегце-

ва Луны н метеоритов и Земли. Наконец, проблема

ановлеиия ранней коры на планетном теле — фунда-

знтальный вопрос современной науки, в которой иссле-

)вания лунных образцов играют определяющую роль,

го обусловлено тем, что Луна на протяжении последних

3 • 10“ лет была тектонически пассивным телом и сохра-

ша свою первозданную кору в отличие от тектонически

гтивной Земли, не сохранившей первичной коры. Отно-

щиеся к этой теме вопросы исключительно сложны,

им посвящена огромная литература *).

Важная роль в исследовании горных пород прииадле-

ит геохимическим методам. Геохимия изучает распреде

лив химических элементов в горных породах и историю

фераспределения элементов. На основе геохимических

иных получаются сведения о генезисе горных пород.

По химическим свойствам все элементы можно разде-

[ть на следующие группы:

литофилъные элементы (греч. lithos — камень) встре-

ются в окислах и силикатах (ЕЬ, К, Ва, Na, Sr, Са, Mg,

Li, Sc, Ih , U, Zr, Mn, Be, Al, Ti, Cr и др., редкие

млн (английское сокращение REE — Bare Earth’s Е1е-

ents));

*) Сы. книгу: Космохимия Л уны и планет.— М.: Н аука, 1975.

а проблема обсуж дается на еж егодных Лунны х конференциях

Хьюстоне (США), труды которых представляю т собой многотом-

е издания, содерж ащ ие много тысяч страниц текста. Ясное и до-

ночно подробное описание лунны х по.род дано в м онографии

черкн сравнительной планетологии» (М.: Н аука, 1981), нагш еан-

я больш им коллективом авторов во главе с К. П. Ф лоренским

Ч редакцией В. Л. Барсукова.

халъкофилъные элементы (греч. khalkos — медь) име

ют тенденцию концентрироваться в сульфидах (Си, Zn,

Fb, Sn и Ag);

сидерофильные элементы (греч. sideros — железо)

концентрируются в железной фазе (Fe, Ni, As, Pi, Ir, Ail,

Re, Co, Ge, Pd, Os, Bh).

Элементы также делят на летучие — Na, К, Pb, Bi, Go,

Tl, In, Hg, Zn, Cd, C1-, Br — с низкими температурами

плавления и испарения п нелетучие, тугоплавкие — Ti,

Al, Са, U, Th, Zr, Ва, REE.

Выделяют также несовместные элементы — обычно

это элементы с большими ионными радиусами (К, Rb, Cs,

Sr, Ва, U, Th, REE, Р), которые остаются в расплаве при

кристаллизации оливинов, пироксенов и ильменита

(FeTi03). Лунные породы, обогащенные этими элемента

ми, называются KREEP-породами, например KREEP-ба-

зальт (по элементам К, REE, Р; по-русски произносится

КРИП). Оказалось, что лунные породы обеднены летучи

ми и обогащены нелетучими элементами по сравнению

с силикатами Земли и по сравнению с первичными оби

лиями элементов в наименее измененных метеоритах С1

(С1 — углистые хондриты первого типа). Эта особенность

лунных пород возникла еще на стадии аккумуляции пла

неты или на еще более ранних стадиях. То, что обеднение

летучими элементами не происходило после образования

Луны, следует из устойчивости отношений элементов

с разной летучестью (например, К/Ва, K/Zr, K/U, Cs/U

и др.) для материковых и морских пород, возрасты кото

рых различаются на сотни миллионов лет. Лунные породы

очень сильно обеднены спдерофильпыми элементами,

практически лишены следов воды и легколетучпх соеди

нений углерода п серы. Эти существенные химические

отличия лунных пород от коровых и мантийных пород

Земли являются весомым аргументом против гипотезы об

отделении Луны от Земли, которую часто связывают

с ротационной неустойчивостью молодой Земли при ката

строфическом разделении планеты на силикатную ман

тию и железное ядро.

С другой стороны, близкий изотопный состав кислоро

да в лунных ц земных породах рассматривается как

указание на то, что формирование Земли и Луны проис

ходило в одной зоне протопланетного облака. Весомость

этого факта определяется тем, что кислород является

наиболее распространенным элементом как в земных, так

и в лунных породах. В самом широком смысле Луна

iBiuiacb как бы побочным продуктом при образовании

}емли, а материал черпался из зоны питания растущей

грото-Земли. Этот факт говорит против гипотезы захвата

1ун'ы, когда трудности с объяснением различий химиче

ского состава обоих тел снимались по существу формаль

ном утверждением, что Луна пришла из зоны с другим,

;ем в земной зоне, обилием элементов.

Подвергнутые ударной переработке и метаморфиче-

ким процессам поверхностные лунные породы представ-

яют сложную проблему при попытке воссоздать историю

х происхождения. Примитивными лунными породами

аз’ываются такие, химический состав которых не изменен

атериалом выбросов при ударном образовании лунных

орей и веществом тел, выпадавших на Луну в иоследу-

ицие эпохи (т. е. веществом метеоритного тина). Отсут-

гвие в образцах Ni, Со и благородных металлов (т. е.

идерофильных элементов) является важным указанием

а то, что порода не получила эти элементы при кристлл-

изации из расплава или при образовании из магмы, воз-

икшей в результате частичного плавления, и не была

1грязнена поздним («метеоритным») материалом, т. е.

орода является примитивной.

Лунные породы разделяются иа материковые и мор-

xiie. Морские базальты покрывают примерно 17% но-

фхности Луны, и их максимальная толщина порядка

км. Таким образом, лунная кора в основном сложена

атериалом пород материкового типа. Оба типа пород

сличаются но химическому составу. Морские базальты

щержат больше железа (~20 вес.% FeO), в то время

и? анортозиты материков почти не содержат железа,

ббро-анортозиты материков содержат ~ 4—5 вес.% FeO

наконец, в неморских базальтах содержание FeO ~ 9—

I вес.%, Средний состав материковых пород представлен

табл. 30. В § 11.1 отмечалось, что кора в основном со-

оит из габбро-анортозитов, в которых отношение нлагио-

[аз/иироксен, возможно, уменьшается с ростом глубины,

атериковые породы содержат заметно больше А1а0 3

> 15 вес.%) и меньше ТЮ2, чем морские базальты (если

ключить очень низкотитанистые морские базальты).

Время образования пород лунных материков определе-

с помощью урано-свинцовых методов. Оказалось, что

зрасты группируются вблизи двух значений: 4.460 • 109

т (интерпретируется как время образования лунной

ры) и 3,860 • 10э лет (согласуется с возрастом Моря

>ждей и интерпретируется как возраст выбросов при

ударном образовании круговых морей). Для времени

конденсации протопланетного облака принимают значе

ние 4,570 ■ 10s лет. Отсюда вытекает, что аккреция Луны

с последующим плавлением всей (или заметной части)

Луны и ее кристаллизацией была завершена довольно

Т а б л II к, а 30

Состав лунных материков, всей Луны и мантин Земли (С. Р. Тейлор,

1979 г.)

Элемент

Лунные

материки

Вся Луна

Мантия

Земли х)

Маитил

Земли 2)

SiO„,

46,1 45

ТЮ"2, “ о

0,56

0,4

0,2 0,16

А120 3. °0

24,6

8,0

4,3 3,3

FeO, %

(У>

8,2

8,0

M gO, %

8,4

37,6

CaO, %

14,2

6,0

3,1 2.6

N a,0 , % 0,45

0,1

0,4 0,2

К , г/т 3) 600

80—100 250

150

U , г/103 т

240

3 0 -4 0

—

Th, г/103 т 900

120—150

—

К /и , г/103 т 2,500 2,500

10,000

J) по А. Е. Рингвуду.

2) по С. Р. Тейлору (NiO = 0,26, Сг»03^ 0,41).

3) г/т — количество граммов элемента в тонне породы.

быстро. Возраст образцов морских базальтов находится

в интервале от 3,900 • 10’ до 3,160 • 109 лет, а по фотогео-

логическнм данным в западной части Океана Бурь полу

чено минимальное значение возраста 2,600 • 109 лет. Мор

ские базальты образовались при процессах частичного

плавления в верхней мантии Луны, которая предвари

тельно потеряла габбро-анортозитовый материал коры.

Датирование морских базальтов (Rb-Sr и Sm-Nd метода

ми) позволило установить возраст кристаллизации и зон-

источников. Оказалось, что кристаллизация верхпеман-

тийных пород произошла 4,400 • 109 лет назад или ранее,

т. е. за сотни милионов лет до извержений.

Поскольку все наблюдаемые лунные породы состоят

в основном из нескольких минералов с различными хими

ческими свойствами, проблему фракционной кристаллиза

ции лунных материалов можно рассмотреть по упрощен