VIII. Физические особенности планет земного типа в свете их изначально гидридного состава

Совершенно очевидно, что планетохимическос следствие, опре­делившее исходный состав Земли, приложимо ко всем внутренним планетам и они, таким образом, также должны были иметь изна­чально гидридный состав (ниже это будет уточнено).

В эволюции изначально гидридной планеты можно выделить |ве основные стадии: активного развития и пассивного старения. Активное развитие связано с. процессом дегазации водорода, когда происходит изменение внутренней структуры планеты и формиру­ются основные черты ее поверхностного строения. Стадия пассив­ного старения наступает по мере исчерпания водородных запасов, в связи с чем замирает тектоническая активность планеты, исче-J' зает магнитное поле, постепенно теряются атмосфера и гидросфера |если они были, разумеется).

Б Современное разнообразие внутренних планет (табл. 6), веро­ятно, обусловлено тем, что они находятся на разной стадии своей эволюции, длительность которой при прочих равных условиях за-висит от исходной массы планеты (чем больше масса тела, тем Дольше дегазация и тем длительнее этап активного развития).

Внутреннее строение планет, еще не исчерпавших водородные запасы, должно соответствовать структуре Земли, т. е. они должны Иметь плотные гндрндные ядра и соответственно высокую сред­нюю плотность, тогда как полностью дегазированные планеты бу­дут обладать значительно меньшим удельным весом. В этой связи становятся понятными высокие плотности крупных планет — Земли и Венеры и значительно меньшие плотности малых планет — Луны и Марса. Последние полностью исчерпали водородные запасы и в настоящее время представляют собой металлические сферы, по­крытые енликатно-окисной оболочкой.

Исключительность маленького Меркурия, имеющего высокую плотность (и, следовательно, ядро), можно связать с особенностью его положения как ближайшей планеты к Солнцу, По-видимому, процесс коагуляции Меркурия продолжался значительно дольше (по сравнению с другими внутренними планетами) в результате сильного возмущающего воздействия Солнца (аналогичным обра­зом из-за возмущающего влияния Сатурна процесс формирования ближайшего к нему спутника затянулся и он до настоящего вре­мени представлен протопланетным кольиом). Длительная коагу­ляция Меркурия могла вызвать рассеяние значительной доли ра­диогенного тепла еще на допланетной стадии. Это могло затор­мозить, дальнейшую эволюцию и привести к консервации водород-содержащего ядра. Таким образом, Меркурий следует рассматривать отдельно-от прочих внутренних планет в связи с возможным дефицитом его энергетического потенциала, который должен был' обусловить большую специфичность развития этого тел а.

С наших позиций магнитное поле может быть только у планет, еще не исчерпавших свои запасы гидридов и находящихся на ста­дии активной дегазации водорода. Поэтому у Луны' и Марса маг­нитного поля в настоящее время быть не может, что подтверждено прямыми измерениями. Однако оно должно было быть на актнв_: ном этапе их эволюции, когда происходила дегазация водорода. Дипольная природа.магнитосферы, нак было показано на примере Земли, определяется вращением планеты и проявлением в связи с этим сил Кориолиса. Скорость вращения Марса практически та же, что Ну Земли. Луна в прошлом, по всей вероятности, враща­лась значительнее, энергичнее и лишь впоследствии затормозилась из-за приливного трения. Следовательно, эти планеты могли иметь дипольное магнитное поле на активной стадии развития, «запись» которого местами должна сохраниться в виде остаточной намаг­ниченности горных пород. Более того, эта «запись» должна содер­жать информацию о периодических обращениях магнитных по­люсов.

Отсутствие внешнего магнитного поля у Венеры, по'-видимому, связано с тем, что скорость ее вращения в сотни раз меньше ско­рости вращения Земли. Соответственно в сотни раз' ослаблена сила Кориолиса, вследствие чего горизонтальная составляющая в потоках заряженных частиц, идущих от ядра, весьма мала и не обеспечивает дипольной природы магнитосферы. По всей вероят­ности, магнетизм Венеры, сопряженный с радиальными потоками заряженных частиц, носит недипольный характер и целиком лока­лизован в ее недрах (рис. 27). Однако не исключено, что магнит-рая активность недр Венеры будет обнаружена при исследовании Це. поверхности.

Дипольная магнитосфера существенно влияет на характер раз­вития поверхности планеты, так как она экранирует корпускуляр­ное излучение Солнца и предопределяет устойчивость ионосферы.

Рис. 27. Характер электропотоков в недрах Вене­ры и обусловленная ими магнитная активность

которая поглощает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение.. Этим самым резко уменьшается возможность фотодиссоциацнн во­ды п соответственно диссипации водорода за пределы планеты. Следовательно, диполыюе магнитное поле в определенной мере способствует появлению и накоплению гидросферы и, таким обра­зом, -предопределяет возможность появления и развития жизни на планете.

Теперь снова обратимся к Марсу. Если у него на стадии ак­тивного развития было дипольное магнитное поле, то могла быть -И гидросфера, утерянная на этапе пассивного старения. Отсюда следует, что Марс мог пережить историю, во многом сходную с историей развития Земли. Размеры Марса по сравнению с нашей Планетой невелики, его масса составляет всего 0,107 от массы Зем­ли. Следовательно, активная стадия развития этой планеты была Намного короче земной и, по-видимому, уже закончилась в ранние ^эпохи развития Земли, Таким образом, если в солнечной системе где-либо помимо Земли и могла зародиться жизнь, то, с нашей точки зрения, вероятнее всего, это могло случиться на Марсе II если это произошло, то чрезвычайно интересно, каких высот могла достичь эволюция на планете, теми развития которой быд ускорен в несколько раз по сравнению с нашим, земным.

Накопление гидросферы на Луне мало вероятно, так как слиш­ком мала ее масса и соответственно велика возможность дисси­пации газов. Поэтому можно считать сомнительным, что на по­верхности Луны имелись существенные количества воды даже на стадии активной дегазации водорода.

С наших позиций характер тектонических структур планеты в значительной мере должен определяться ее размерами.

Расширение планеты на геологическом этапе ее развития обус­ловлено степенью уплотнения гидридов во внутренних зонах. Есте­ственно считать, что уплотнение гидридов зависит от давлении, которое, в свою очередь, определяется размерами планеты. Чем больше масса космического тела, тем выше в его недрах давле­ние, тем значительней уплотнение и, следовательно, тем больше возможный масштаб расширения планеты на стадии активного развития. И, наоборот, увеличение объема малых планет, в нед­рах которых давления невелики и гидриды уплотнены в меньшей степени, может быть гораздо меньшим.

Расширение планеты сопровождается заложением линейных, протяженных тектонически ослабленных зон, по которым затем идет преимущественно дегазация водорода, т. е. происходит зало­жение тектоногенов по линейно вытянутым зонам, что определяет «поясовый» характер тектонических структур. Если же планета мала и ее'расширение в связи с этим редуцировано, то потоки во­дорода (при отсутствии протяженных ослабленных зон), вероят­нее всего, будут иметь изометричную в плане форму, т. е. текто-ногены будут «трубообразнымн». что определит преобладание овально-кольцевых тектонических структур.

, Возможно, в этом скрыты причины отличия лунного лика, с резким преобладанием кольцевых структур, от Земли, для кото­рой характерны протяженные системы горных цепей. Марс по раз­мерам занимает промежуточное положение, и, как выяснилось, на его поверхности имеют место как поясовые, так и кольцевые струк­туры, что согласуется с высказанным тезисом.

Рассмотрим некоторые особенности активной стадии развития изначально гидридной Луны. С наших позиций оно целиком было обусловлено дегазацией водорода в связи с радиогенным разогре­вом недр планеты. При этом эволюция эндогенного режима, по всей вероятности, происходила по той же схеме, что и на Земле (см. рис. 25), т. е. она также была обусловлена постепенной диф­ференциацией водородного облака на отдельные «рукава» и «рус­ла» по мерс увеличения мощности мантии за счет разложения и сокращения объема ядра.

■

I, Кремний-кислородная оболочка Луны образовалась, по-види-■Тмому. на самом раннем этапе дегазации в связи с выносом кисло­рода из недр планеты недифференцированным повсеместно рас­пространенным потоком водорода. .При увеличении мощности май-Ijhh произошло разделение этого потока на отдельные «рукава» и поверхность Луны покрылась многочисленными кратерами, в фор­мировании которых, вероятно, большую роль играло кальдерооб-Казование, являющееся непременным спутником вулкано-плутони-Ееских процессов. Таким образом, на этой стадии в основном за­кончилось формирование лунных «континентов» — светлых обла­стей нашего спутника.

В дальнейшем, по мере уменьшения размеров ядра и роста мощности мантии, многочисленные и сравнительно мелкие «рука­ва» сливались в крупные «русла», па выходе которых из недр ила-меты сформировались лунные «моря». Широко проявленное здесь плавление силикатной «коры», естественно, объясняется увеличе­нием мощности теплового потока в связи с концентрацией выхода юеплоноептеля (водорода) в сравнительно узких зонах.

В настоящее время имеются данные о широком рспространс-ннп «анортозптовой компоненты» на лунных «континентах», с чем ввязывают их более светлый облик. Высказываются мнения об инортозитовом составе лунной коры, мощность которой согласно первым сейсмическим экспериментам может достигать 60 км F(Driscoll, 1972).

По этому поводу наша концепция может предложить иную точ­ку зрения. Во-первых, сейсмические эксперименты на Луне, по-ридимому, отбили не границу коры и мантии, а подошву силикат-Бой оболочки, мощность которой можно считать (исходя из се роли на Земле и учитывая различия размеров планет) порядка 150—60 км. Правомерность этой оценки базируется на планетохи-Цмнческом следствии гипотезы Хойла (см. раздел II), которое не ^предусматривает резких различий в исходных составах сближен-пых планет. Во-вторых, на Луне, так же как и па Земле (см. раз­мел II), преобладающими элементами, по всей вероятности, явля-■ются магний, кремний и в меньшей мерс железо, тогда как алю­миний, кальций и натрий имеют подчиненное значение. Согласно ;этому и анортозиты в силикатной оболочке должны иметь подчи­ненное значение. Если же они действительно широко распростра-. нены на поверхности Луны, то на сравнительно небольшой глу­бине должны смениться перидотитами, слагающими основной объ-£ем кремний-кислородной оболочки нашего спутника.

Средняя плотность Луны 3,35 г/см³. Этот факт полностью от­вергает «хондритовую» модель, так как плотность хоидрптов зна­чительно выше (3,6—3,7 г/см³). Первые же образцы лунных ба­зальтов, доставленные на Землю (Аполло-11). показали плотность, превышающую среднюю плотность Луны. К тому же они на срав­нительно небольшой глубине должны переходить в эклогит с рас­четной плотностью 3.74 г/см³ (Ringwood. Essene. 1970). Следова-

₁

тельио, и лунные базальты и тем более перидотиты не могут сла­гать внутренних зон.

Наша гипотеза намечает выход из этого «затруднения». Разу­меется, в настоящее время неизвестна плотность металлов на Лу­не под ее силикатной оболочкой, .так как система магний — крем­ний — железо не изучена в должной мере, а также неизвестен порядок температур данной зоны (принятие нашей.модели вызы­вает необходимость заново провести все расчеты термического режима). Однако весьма вероятно, что малая плотность Луны обусловлена преобладанием в ее составе таких легких элементов, как магний и кремний.

Таким образом, наша гипотеза предполагает, что под плотной силикатной оболочкой Луны залегает менее плотный преимуще­ственно железо-кремннй-магнневый сплав (см. раздел IV. 2). Воз­можно, в этом кроется отгадка природы «масконов» лунных мо­рей, так как здесь инфильтрация водорода происходила значи­тельно дольше (примерно на 1 млрд. лет), и более плотная сили­катная оболочка должна иметь большую мощность, что фиксируется в положительных аномалиях силы тяжести.

Кроме того, при окислении железо-кремний-магниевого спла­ва плотность продукта постепенно должна повышаться и при опре­деленной степени насыщения кислородом будет достигать макси­мума, при котором магний и кремний образуют силикаты (или окислы), а железо еще остается в самородном виде (термодина­мически это наиболее вероятное направление процесса). Ориенти­ровочные расчеты показывают, что железо-кремний-магниевый сплав состава 1:2:2 (в атомных отношениях) при этой степени окисленности будет иметь плотность не менее 4 г/см³. Дальней­шее насыщение кислородом будет приводить вновь к"некоторому разуплотнению, так как окись железа имеет меньшую плотность (вюстит — 5,7 г/см³), чём железо металлическое (7,87 г/см³).

Вынос кислорода из недр планеты согласно нашим представ­лениям обеспечивался потоком водорода. Учитывая резкую зави­симость скорости его диффузии от температуры, следует полагать, что на самой ранней стадии дегазации, когда ноток водорода из недр планеты к поверхности был повсеместным, он имел значи­тельные флюктуации мощности от зоны к зоне. Следствием этого должны быть неравномерность выноса кислорода и соответствен­ные вариации мощности силикатной оболочки и степени ее окис­ленности. Весьма возможно, что в некоторых блоках* насыщение кислородом заканчивалось Образованием пород с максимальной плотностью порядка 4 г/см³. Столь большая избыточная плотность, по-видимому, могла вызвать резкие увеличения силы тяжести. Не исключено, что такую природу имеют «микромасконы»,. отмечен­ные американскими космонавтами при. полетах над «континен­тальными» районами Луны. При этом присутствие значительных количеств ферромагнитного металлического железа в «микромас-

ах» непременно должно сопровождаться резкими магнитными омалиями, т. е. своеобразными «магконами». Выше уже отмечалось, что морфология тектонических струк­тур, по всей вероятности, зависит от размеров планеты'. Они же, Wнашей точки зрения, должны во многом определять и внутрен­нюю динамику тектонического процесса, так как давление в устье ректоногена малой планеты может быть недостаточным для уплот­нения «наводороженных» металлов. Например, на Луне мощность Виликатибй оболочки, по-видимому, не превышает 50—60 км. а |ила тяжести составляет 0,16 от земной. При таких условиях дав-йенис в устье тектоногена будет исчисляться несколькими кнлоба-%ми (тогда как на Земле оно достигает 100 кбар). Вероятно, при кнх давлениях зоны заглатывания на Луне не формировались и же этот процее был резко редуцирован. Кроме того, трудно предполагать возможность образования и стойчнвого существования астеносферы при малой мощности сн-икатной оболочки и, следовательно, на Луне не могло быть зна--тельных горизонтальных движений. Этим, по нашему мнению, ъясняется полное отсутствие складчатых структур на Луне. , Марс также значительно меньше Земли (по массе—в 9,35 ра-, по радиусу — в 1,89 раза), и согласно нашей концепции склад-тые структуры на нем должны быть проявлены (по сравнению земными) в гораздо меньшем объеме. По всей вероятности, там не будет обнаружено что-либо подобное грандиозным альпийским вооружениям.

На Венере горизонтальные движения в принципе могли бы происходить столь же интенсивно, как и на Земле (размеры их близки). Однако эта планета имеет плотную углекислую атмосфе­ру, которая создает мощный «парниковый» эффект, поднимающий ^температуру поверхности на сотни градусов, и в настоящее время 'трудно оценить специфику осадконакоплеиия в таких условиях и характер термического режима верхних геосфер, который во мно­гом определяет тсктогенез.

[ ' Остановимся на одном возражении против нашей концепции, которое оппоненты считают сокрушительным. Суть его в следую­щем. Если принять исходный стехнометрнческий состав гидридов Типа МсНг, а средний атомный вес металла — 32, то за свою исто­рию Земля должна была бы потерять около 3—4% массы в виде водорода (примерно 2-10²⁶ г), что в 1000 раз превышает запасы водорода в гидросфере. Непонятно, куда исчезло столько водо­рода.

На- этот вопрос можно ответить коротко — водород диссипи-ровал за пределы планеты. Проблема диссипации планетных атмо­сфер детально рассмотрена во многих работах (например, Мороз. 1967). Скорость диссипации зависит от температуры экзосферы и скорости убегания, которая, в свою очередь, определяется массой и средней плотностью планеты, а также от молекулярного веса Частицы. В табл. 7 приведено время диссипации различных газов

(при условии, что новые молекулы не поступают в атмосферу). Из этих данных видно, что водород из атмосферы Земли теряется очень быстро.

Возражение оппонентов, видимо, базируется на современной скорости диссипации, которая действительно весьма мяла (Bates, Nicolet, 1965). Это объясняется тем, что водород в кислородной (на 21%) атмосфере находится преимущественно в виде воды и может высвобождаться лишь путем фотодиссоциации. Но этот процесс резко подавлен, так как ультрафиолетовое излучение Солнца, вызывающее фотодиссоциацию, преимущественно экрани­руется «озонным» слоем ионосферы на высоте нескольких десятков километров, куда водяной пар не может подниматься, поскольку полностью «вымерзает» и конденсируется в тропосфере, формируя облачный покров планеты. .

Однако в прошлом Земли условия были принципиально иные. Литология архейских и протерозойских толщ свидетельствует о том, что атмосфера в эти ранние эпохи была более плотная и пре­имущественно углекислая (возможно, с¹ существенными добавка­ми аммиака и метана), но без кислорода (Холланд, 1971; Берг­ман, 1971; Фолинсби, 1971; Роиов, 1972; и др.). Существенные ко­личества кислорода в ней появляются лишь с верхнего протерозоя, и это фиксируется началом окислительных процессов на поверхно­сти планеты.

В атмосфере, лишенной* кислорода, водород может присутст-* вовать "в элементарной форме. Кроме того, плотная углекислая атмосфера сопровождается мощным «парниковым» эффектом, ко­торый резко повышает ее температуру. Результатом этого должно было быть большее содержание водяного пара в древней атмосфе­ре, (Соколов, 1971), н при парниковом эффекте, вероятнее все- го,' не происходило его вымораживания в нижних слоях. При та­ких, условиях резко облегчается фотодиссоцнация водяных моле­кул, и если водород в какой-то части поступал в прошлом на

Р * Естественно предположить, что на ранних этапах развития, когда только (Формировалась силикатная -оболочка Земли, водород выходил на поверхность Планеты преимущественно в элементарном виде. В дальнейшем по мере пол­ного окисления внешней геосферы его выход все в большей степени осущест­влялся в виде воды. Однако и сейчас по рифтовым зонам, где металлы зале­гают близко к поверхности, могут иметь место (это уже установлено) юпеняль-Иые потоки водорода, но мы не знаем масштабов этого явления.

ном облике Венеры: она была яркая, «как Солнце», и с хвосто.у «курящаяся» (Velikovsky, 1950). Об этих явлениях впервые писал А. Гумбольдт, и они зафиксированы в древнейших памятниках на. родов Земли.

Мощная корона из диссипирующего водорода, сдуваемая сол-нечным ветром, вполне могла обеспечить столь странный облщ.; этой планеты. К тому же сам факт резких изменений вида Вен ер ц (на протяжении исторического времени) свидетельствует о том. что это могло быть обусловлено только водородом, поскольку только он обладает достаточно высокой для этого скоростью дис­сипации (см. табл. 6).