Жарков В.Н. Внутреннее строение Земли и планет

Подождите немного. Документ загружается.

ной схеме (Дж. В. Смит, 1982 г. рис. 101). Всегда следует

помнить, что в науках о Земле и плаиетах upu построении

эволюционных моделей мы в действительности упрощаем

реальную ситуацию. Это замечание относится и к понятию

«Океана магмы», захватившего всю или большую часть

О Ф р а кц и о н н а я к р ис т а л лиз а ция 7

Рис. 101. Упрощенная схема фракционной кристаллизации вероятного

среднелушюго состава при низких давлениях. По мере развития процес

са кристаллизации несмешиваемая с силикатами (Fe, FeS)->KiiflKocTb

з плотностью, большей 5 г/см8, будет непрерывно отделяться и опускать

ся к центру. Оливин долж ен начать кристаллизоваться в точке А , и этот

процесс заканчивается в точке D. П оздний оливин долж ен быть обога

щен Fe и из-за высокой плотности ( ~ 3,6 г/см3) будет образовывать гра-

зитационно-неустойчивый слой относительно подстилающего его раннего

яагнезлального оливина с р — 3,2 г/см3. Пироксен должен начать кристал-

тизоваться с составов, близких к M gSi03 ( ~ 3,2 г/см3), в точке Ь, и его

гаотность будет возрастать примерно до ~ 3,4 г/см3 по мере того, как атомы

Ре и Са замещают атомы Mgr. Полевые шпаты (плотность ~ 2,7 г/см3)

юлжны плавать сверху в остаточной жидкости, поэтому они помещ ена

шерху диаграммы. Их состав будет оставаться близким к CaAI2Sij08

анортиту), однако по мере кристаллизации от точки С' вниз начнет

(ходить в твердый раствор (Na, K )A lSi3Og (полевой шпат). Тяжелый иль-

тенит (FeTiOa) должен начать кристаллизоваться в точке Е, и различ

ите малые фазы представлены без обозначений (зачерненный учас-

■ок). При высоких давлениях плагиоклаз будет превращаться в шиине-

1евые и гранатовые фазы (см. рис. 28). Цифры на схеме указывают плот-

[ости. Процесс фракционной кристаллизации развивается слева направо.

Деления на вертикальной оси справа показывают относительное количе

ство соответствующ ей фазы (по Дж . В. Смиту, 1982 г.).

>анней Луны; из него путем фракционной кристаллиза-

рш выделилась мощная лунная кора, фракционирован-

[ая верхняя (а возможно н вся) мантия Луны и, наконец,

тленькое гипотетическое ядро из Fe—FeS. Дело в том,

то выделение коры, видимо, происходило на фоне роста

t формирования Луны из планетезималий — тел асгеро-

дных размеров. Таким образом, «Океан магмы» создавал-

я, рос и развивался одновременно с добавлением новых

/Ч

Стекающий Ре, FeS (•''£;

порции вещества, с процессами ударного метаморфизма

и плавления и переплавлеиия кристаллизующегося веще

ства коры.

Короткий интервал времени, протекший от момента

конденсации протопланетного облака (~4,570 10“ лет

назад) до становления мощной лунной коры (~4,460 • 10“

лет назад), видимо, указывает па то, чо Луна формирова

лась пз больших астероидных камней с разогретыми

недрами. Чтобы зги камни, формирующие Луну, не успе

ли остыть за миллионы лет, они должны были обладать

очень низкой теплопроводностью, а это означает, что кам

ни были рыхлыми структурами. Образовавшись из пыле

вой компоненты протопланетного облака, они из-за малых

размеров (от километров до сотен километров) под дейст

вием самогравитацнн не смогли сжаться до состояния

достаточно компактных образований. А прп столкновении

пористых тел кинетическая энергия удара болеё эффек

тивно преобразуется в тепловую энергию удара — неупру-

гость соударения возрастает. Наконец, остается вопрос

о том, каким образом ранние рыхлые астероидные тела

успели разогреться за первые ~105—10“ лет своего суще

ствования. В настоящее время обсуждается идея о разо

гревании ранних планетезималей короткоживущими

радиоактивными элементами — например, распадом радио

активного А126, следы которого в виде изотопов Mg26 нахо

дят в метеоритном веществе (время полураспада А12и

равно ~0,7 ■ 106 лет).

Вернемся к анализу схемы фракционной кристаллиза

ции Луны (рис. 101). Кристаллизация происходила в виде

ряда последовательных и частично перекрывающихся

процессов выделения из «Океана магмы» оливинов, низко-

Са и высоко-Са ппроксенов, плагиоклазов, ильменита

и различных малых фаз, обогащенных элементами, не

совместными с основными фазами. Одновременно ~2°/о

(Fe, FeS)-K0Mri0iieiiTa отделяется в виде несмешиваю-

щейся с силикатами жидкости, которая опускается к

центру из-за своей большой плотности (~6 г/см3). Из-за

того, что оливины предпочитают атомы Mg атомам Fe,

отношение Fe/Mg в остаточном расплаве непрерывно

возрастает, что приводит к обогащению атомами Fe по

следующих оливинов. Так как обогащенные Mg силикаты

легче, чем железистые силикаты, то образуются гравита

ционно неустойчивые колонны кристаллов под остаточной

магмой. Снятие этой гравитационной неустойчивости при

водит к перемещению тяжелого вещества к центру, а лег

кого к поверхности Луны. После устранения большей

части атомов Mg, Si и Fe из «Океана магмы» оливины

заканчивают свою кристаллизацию (точки D иа рис. 101),

а иироксены продолжают кристаллизоваться. Анортито-

вый нолевой шпат начинает кристаллизоваться в точке

С', когда концентрация Са, А1 и Si достигает достаточно

высокого уровня, и постепенно происходит обогащение

его 1\'аиК по мере повышения концептращш этих элемен

тов в остаточной жидкости. Ути нолевые шпаты должны

плавать в сухой обогащенной Na и К жидкости, но неко

торая доля полевых шпатов захватывается тяжелыми

оливинами и гшроксенами.

Таким образом, кора материков должна плавать в без

водном родительском расплаве. Это контрастирует с си

туацией для Земли, где присутствие небольшой примеси

воды приводило бы к тому, что полевые шпаты тонули

бы. Это наряду с другими факторами (на прото-Земле,

видимо, отсутствовал «Океан магмы»!) исключает случай

ранней анортозитовой коры для Земли.

Из-за того, что Ti плохо входит в кристаллы оливипа

и плагиоклаза и только слабо в кристаллы пироксенов,

тяжелый ильменит будет кристаллизоваться в конце

вместе с малыми фазами, содержащими Р, Zr, IJ и т. д.

В зависимости от пропорции сегрегированных минера

лов на Луне могут встречаться следующие упрощенные

типы горных пород: дунит (в основном оливин), троктолит

(оливин и плагиоклаз), порнт (низкокальциевый пироксен

и плагиоклаз) и анортозит (в основном плагиоклаз). Из

важных малых минералов отметим шпинель [(Mg, Fe) •

• (А1, Сг)20 4], которая встречается в некоторых редких

троктолитах. Хаотический в среднем однородный матери

ал, покрывающий в настоящее время лунные материки —

лунный мегареголит, состоящий из смеси пород, подверг

шихся ударному метаморфизму, получил краткое обозна

чение ANGST (АНГСТ). Этот материал содержит анорто

зит (А), норит (N), габбро (G) и шпинель-троктолитовую

(ST) составляющие. В настоящее время считается, что

плагиоклаз и низко-Са пироксен являются основными

минералами лунной коры, а высоко-Са иироксены и оли

вин играют меньшую роль. Как уже указывалось, отноше

ние плагиоклаз/пироксен может убывать с глубиной.

Сравнение среднего состава коры материков с составом

всей Луны и мантии Земли дано в табл. 30. На материках

встречаются также редкие породы — железистые немор-

:кие базальты, которые по предположению образовались

в результате процессов частичного плавления в недрах

лунной коры.

В настоящее время выделено много типов морских

базальтов — около двадцати — от высокотитанистых до

очень низкотитанистых. Морские базальты возникли

в результате частичного плавления в верхней мантии

Луны на глубинах — 100—400 км. Эти исследования п о

з в о л и л и предложить схему минералогической зонально

сти верхней мантии Лупы. В левой части рис. 102 ука

заны некоторые зоны и источники морских базальтов.

Основные

минералы

Flag

Cps-Plag-

Срзс - Орх-

01 - Гш

0 1 - О р аз -С р зс

0 1 - О р я

0 1 > - 0 р х

50 0 км ?

Орт окукулот ы

Зона Адкумулот ы \ E u / E u 1

'примит ивных j T -

/ город

Лредвест н.

K R E E P ’a

- И ст очник

гл иновем ис -

г. т / х т ро д

\ Ист очник

вы с окот ит и-

ниот ых пород

'И ст очник

низкот ит и—

нист ы х / / о ро д

'И ст очн ик

ъ ел ен ь/ х

ст ек ол

П ервичны й

среднелунны и

'со ст а в

Рис. 102. Схематизированная диаграмма, иллюстрирующая образование

минералогической зональности областей-источников для лунных морских

базальтов во время фракционной кристаллизации «Океана магмы» глу

биной ~ 500 км. Адкумулатный рост (когда захватывается малое количе

ство поровой жидкости) преобладает на глубине, в то время как орто-

кумулатный рост (с захватом поровой ж идкости) происходит в верхних

слоях. Евроииевая аномалия (Eu/Eu*) растет до максимального отрица

тельного значения в зоне предвестника ККЕЕР’а и положительна и пла

вающей плагиоклазовой коре. Никель концентрируется в обогащенных

оливином глубинных зонах. Хром, вероятно, в основном двухвалентный,

концентрируется в источниковых зонах морских базальтов (автор

С. Р. Тейлор, 1978), Flag — плагиоклаз. С рх— клинопироксеи, Орх — орто

пироксен, 01 — оливии, Ilm — ильменит.

Зеленые стекла представляют собой пирокластический

материал, который был выброшен при вулканических из

вержениях. Они являются наиболее глубинными и при

митивными изверженными породами. Наконец, тонкая

зона, обозначенная «Предвестник KREEP'a», представля

ет собой последнюю остаточную жидкость при кристал

лизации «Океана магмы». Эта зона узка, ее мощность

может быть меньше 2 км, а обогащение несовместными

элементами превосходит в сотни раз обилия этих элемен

тов в углистых хондритах типа С1. Считается, что раз

личные лунные KREEP-нороды возникли путем разбав

ления родительского KREEP-вещества материалом коры

и мантии в процессе выхода лавы к поверхности или при

процессах ударного метаморфизма и образовании лунных

брекчий.

11.3. Фигура и гравитационное поле

Геометрическая фигура Луны близка к сфере с

R = 1738 км, чему отвечает средняя плотность Луны

р = 3,344 + 0,004 г/см3. Из-за того, что лунные моря яв

ляются в среднем понижениями относительно континен

тов и расположены они в основном на видимом полу

шарии, профиль высот ближайшего к пам полушария

в общем отрицателен по отношению к средней сфере,

а профиль высот обратной стороны Луны соответственно

положителен. Мы уже отмечали, что центр масс Луны

смещен относительно геометрического центра к Земле

примерно на 2 км. Гравитационное поле Луны в насто

ящее время детально исследовано по наблюдениям ис

кусственных спутников Лупы. В формуле для гравитаци

онного потенциала (30) определены коэффициенты с

16. Это позволяет рассмотреть вопрос об отклонении

фигуры Луны от гидростатически-равповеспой.

Разложение лунной топографии по сферическим

функциям до п = 12 дало для среднего радиуса значение

R — 1737,53 ± 0,03 км. Совместный анализ топографии

и гравитационного ноля показал, что лунные гравитаци

онные аномалии имеют в основном близповерхностные

источники. С этим связано медленное убывание коэффи

циентов в разложении гравитационного потенциала с

ростом п.

Далее, анализ показывает, что нзостатическая ком

пенсация лунной топографии для структур всех масшта

бов является неполной.

Если бы Луна была достаточно разогретой и пластич

ной, так чтобы ее фигура могла принять равновесную

форму, то современной угловой скорости ее вращения

соответствовало бы значение экваториального радиуса

а — R + Да, Дя = 2,5 м, а полярный радиус b был бы не

сколько меньше среднего b = R + АЬ, АЬ — — 10 м. В поле

Земли равновесная фигура Лупы будет трехосной. Совме-

ctiim начало координат с центром тяжести Луны, ось х

расположим в экваториальной плоскости и направим

к Земле, ось у выберем по направлению движения Луны

но орбите, а ось z — вдоль оси вращения. Тогда

ох R -р Да^, Дctx = 39 м, йу = R —р Дау,

Дау = — 11 м, а: — R -|- Да-, Дя2 = — 28 м.

Если теперь воспользоваться реальными значениями

гравитационных моментов для Луны, определяющих ее

внешнее гравитационное поле (30), то получим следую

щие величины для осей динамической фигуры Луны:

ах = R + Да*, Да* ~ 510 м, причем вклад в это значение

гармоник с п > 2 равен примерно 20%, ay = R + &av,

Дау = 490 м, а вклад высших гармоник (п > 2 ) в два

с лишним раза больше, чем вклад от гармоники с п = 2.

Полярная ось аг меньше среднего радиуса на

Даг = —520 м, причем вклад в это значение гармоник

с п> 2 составляет ~7% . Эти результаты приводят

к важным выводам. В § 2.5 было введено понятие о высо

тах геоида Земли, которые оказались ~70 м и характе

ризовали уклонение динамической фигуры Земли от

нормального эллипсоида вращения, а гравитационного

поля Земли — от нормального поля. В случае Луны за

нормальную фигуру можно выбрать сферу среднего ради

уса R, о которой мы говорили выше, так как отклонение

равновесной фигуры Луны от сферы мало и лежит в пре

делах нескольких десятков метров. Динамическую фигу

ру Луны, определяемую уровенной поверхностью ее

внешнего гравитационного потенциала, можно назвать

селеноидом, причем высоты селепоида, как мы только

что видели, равны примерно 500 м, что на порядок боль

ше, чем высоты геоида. Следовательно, отклонение Луны

от гидростатического равновесия на порядок больше, чем

Земли. Напряжения в теле планеты пропорциональны

произведению ускорения силы тяжести па высоту геоида

(или селеноида). Так как ускорение силы тяжести в Луне

в шесть раз меньше, чем в Земле, то, несмотря на значи

тельно большую неравновесность Луны, напряжения

в ней примерно такие же, как и в Земле. Наличие «раз

мягченной» центральной области у Луны с радиусом

700 км приводит к некоторой концентрации касательных

напряжений у подошвы лунной литосферы, где они равны

примерно 40 бар.

Если бы фигура Лупы была неравновесной, но опи

сывалась сферическими функциями второго порядка

"п = 2, то можно было бы сделать вывод о том, что в на

стоящее время мы наблюдаем «застывшую» древнюю

равновесную фигуру Луны, которую она имела в началь

ный период своей истории, когда ее орбита была значи

тельно ближе к Земле и соответственно ее угловая ско

рость вращения была заметно большей. (Луна из-за при

ливного трения должна была прийти в состояние син

хронного вращения вскоре после своего образования

в окрестности Земли.)

Тот факт, что гармоники с п > 2 вносят существен

ный вклад в отклонение фигуры Луны от равновесной,

и то, что эта неравновесность сохранялась последние

3,5 • 109 лет лунной истории, указывает на то, что наруж

ные слои Луны должны были быть достаточно прочны

ми, а следовательно, достаточно холодными, чтобы выдер

живать все это время напряжения из-за неравновесностн

лунной фигуры. Кроме того, можно полагать, что замет

ный вклад в создание этой неравновесностн внесла бом

бардировка поверхности Луны большими телами

(4,0 — 3,8) ■ 109 лет назад, в эпоху образования лунных

морей.

В 1968 г. Мюллер и Сьегрен, изучая гравитационное

ноле Луны, обнаружили крупные положительные анома

лии и ввели понятие о масконах как источниках этих

аномалий. Масконы обнаружены на видимой стороне

Луны и около лимба (края Луны), причем наибольшие

из них совмещены с главными круговыми морями (Море

Дождей, Море Ясности, Море Кризисов, Море Восточное,

Море Нектара и Море Влажности). Существующие мето

ды наблюдения не позволяют выявить масконы обратной

стороны Луны. Однако тот факт, что на обратной сторо

не отсутствуют большие круговые моря, позволяет пред

положить, что там нет и крупных масконов.

На Земле положительные гравитационные аномалии

встречаются над континентами п горными областями,

а отрицательные — над глубоководными океаническими

желобами.

Особенность лунных масконов в том и заключается,

что они связаны с понижениями лунной поверхности.

Исследование показывает, что аномальные массы, дающие

масконы, расположены в наружных слоях Луны и хорошо

описываются дискообразными моделями. Наиболее круп

ным масконам отвечают аномальные массы примерно

в 20 ■ 10~6 массы Луны, что составляет ~1021 г. Если

отнести аномальные массы к уровшо поверхности Луны,

то для круговых порой величина избыточной массы на

единицу площади приблизительно одинакова и рампа

800—000 кг/см2. Такая величина была бы эквивалентна

дополнительному слою базальта толщиной 3 км при

плотности

3,0 г/см3. Если маской образован расположен

ным у поверхности лунным морским базальтом

(р ~ 3,3 г/см3) в анортозитовой коре (р ~ 2,9 г/см3), так

что контраст плотности Ар ~ 0,4 г/см3, то толщина ба

зальтового слоя-должна быть равна ~20 км. Места рас

положения масконов являются топографическими пони

жениями н связаны с геологически древними образовани

ями. J Госкольку круговые моря генетически связаны

с падениями на поверхность Луиы крупных тел, то эти

события сыграли важную роль в образовании масконов.

Падение этих тел и заполнение круговых морен разделе

ны заметным интервалом времени. Возможность того, что

масконы образованы самими упавшими телами, в насто

ящее время представляется малоправдоподобной. Поэто

му возникновение маскоиов связано с перетеканием ве

щества в теле Лупы и, по-видимому, требует следующей

цепи событий, вне зависимости от конкретного механизма

образования масконов.

На раннем этане своего развития Луна выделила

свою кору с плотностью меньшей, чем плотность подсти

лающей ее мантии. По-видимому, в эту эпоху наружные

слон Лупы были достаточно разогреты, обладали высокой

пластичностью и находились в состоянии, близком к

гидростатическому равновесию. Удары крупных тел о

поверхность Луны привели к образованию на месте буду

щих круговых морей больших кратеров, которые затем

стали тем или иным способом изостатпчески выравни

ваться. Вслед за этим Луна вступила в сравнительно

спокойный период, в течение которого происходило фор

мирование ее литосферы в результате охлаждения наруж

ных слоев. По-впднмому, в эту эпоху Луна приняла и

зафиксировала свою фигуру. Тогда же наружные слон

Луны приобрели прочность, достаточную как для сохра

нения ее неравновесной фигуры, так и для поддержания

масконов. Заполнение базальтовой лавой круговых морей

вслед за образованием лунной литосферы привело к

окончательному образованию масконов.

Масконы представляют собой такое же неравновесное

образование на Луне, как и ее фигура, только другого

пространственного масштаба. Наличие масконов приводит

к отклонению недр Луны от гидростатических условий

и порождает касательные (сдвиговые) напряжения поряд

ка 50—100 бар в наружном слое Лупы мощностью

в несколько сотен километров.

Существует несколько различных гипотез, объясняю

щих образование масконов путем перетекания вещества

в теле Лупы. Гипотезы, связанные с локальным перено

сом массы, требуют, чтобы в окрестности маскона сущест

вовал дефицит массы и, следовательно, отрицательные

гравитационные аномалии. В настоящее время намечает

ся окаймление некоторых масконов кольцом отрицатель

ных аномалий. Этот вопрос находится в стадии исследо

вания.

Открытие лунных масконов представляет пример важ

ного, неожиданного открытия в космосе. Данные о грави

тационном поле Лупы смогут быть улучшены после тра-

екторных измерений поля для обратной стороны нашего

естественного спутника. До получения таких данных

трудно ожидать существенного прогресса в этом вопросе.

В геофизике н геологин в связи с расширением океани

ческого дна — рождением литосферы в рпфтовых зонах

срединно-океанических хребтов — обсуждается идея, что

и сама Земля, возможно, испытывает систематическое

расширение, причем называют даже причину эффекта —

медленное убывание со временем гравитационной посто

янной G. Естественно, что убывание G должно приводить

к расширению и других гравнтирующпх планетных объек

тов. Так как Луна является тектонически пассивным

телом на протяжении более чем 3-10“ лет, то она пред

ставляет собой идеальную природную лабораторию для

изучения этого вопроса. Исследование датированных лун

ных структур показало, что за последние 4 • 10е лет

с точностью до ±1 км радиус Луны оставался постоян

ным. Это отсутствие изменений исключает существенное

увеличение радиуса Земли и ограничивает скорость измене

ния гравитационной постоянной величиной —бС/бгод-1^

< 5 • 10-И год'1,

11.4. Магнетизм Луны

Магнетизм Луны изучали как советские, так и амери

канские исследователи космоса. Магнетизм Луны необы

чен. Действительно, у Луны пе обнаружено собственного

днпольного магнитного момента заметной величины. По

оценкам величина магнитного диполя Луны Мл < 1019 ГсХ

X см3. Это в 107 раз меньше, чем магнитный момент Зем

ли, и в 3000 раз меньше магнитного момента Марса.

Если такой диполь поместить в центре Лупы, то магнит

ное поле на ее поверхности будет составлять доли гамм.

То, что Лупа не обладает заметным дииольиым полем,

было известно до начала экспедиций «Аполлонов». По

этому открытие магнетизма Луны явилось большой не

ожиданностью. Оказалось, что лунное магнитное поле

крайне нерегулярно как по направлению, так и но вели

чине. Так, в месте посадки Л-15 (район Апеннин и Бо

розды Хэдли у юго-восточного края Моря Дождей) вели

чина магнитного поля составляет (3 гамм, в Океане Бурь

(А-12) поле составляет 40 гамм, а па насыпной формации

Фра-Мауро (А-14), образовавшейся в Океане Бурь вы

бросом материала при ударном образовании Моря Дож

дей, — 100 гамм; наконец, в континентальной области

(район кратера Декарт, 9°S, 15,5°Е) ноле на протяжении

нескольких километров менялось на сотни гамм, дости

гая величины 300 гамм. Исследования, проведенные ап

паратами «Аполлон» с окололунных орбит, показали, что

кора континентов намагничена сильнее, чем кора лунных

морей. Поле на обратной стороне Луны также сильно

переменно и характеризуется локальными минимумами

в местах расположения кратеров. Исследование образцов

лунного грунта в лабораториях позволило установить,что

основными носителями магнетизма являются мелкораз

дробленные частички железа, содержащиеся как в скаль

ных лунных базальтовых породах (— 0,05 %), так и в

лунном реголите (~0,5%). Видимо, большую роль в об

разовании «турбулентной» структуры лунного магнетиз

ма сыграла ударная обработка поверхности Луны на про

тяжении ее истории. Изучение лунных образцов привело

к заключению, что на протяжении от ~4 • 109 лет до

~ 3 • 109 лет назад лунные породы подвергались воздей

ствию магнитного поля величиной в несколько тысяч

гамм. Как указывают эти данные, не исключено, что

Луна обладала собственным магнитным полем сразу же

после своего образования —4,6 • 109 лет назад и до

~3,2 -10“ лет назад — момента, когда прекратилась актив

ная вулканическая жизнь Луны.

Происхождение магнитного поля можно объяснить

или первоначально горячей Луной с активно действую

щим механизмом гидромагпитного динамо, или же срав

нительно холодной Луной (температура ниже 800 °С,

ниже точки Кюри для железа), «запомнившей» какое-то

магнитное событие, имевшее место в прошлом. Болышш-