Химический состав планет

Наши знания о составе планет довольно ограниченны. Пока что они основаны на косвенных данных — преимущественно на их массе, средней плотности, размерах и расстояниях от Солнца. Космические полеты дали более обстоятельную информацию о природе верхних слоев Венеры и Марса и доставили в земные лаборатории лунный материал, который оказался близок к составу базальтовых вулканических пород Земли.

Однако о внутреннем строении и составе поверхности планет земного типа мы знаем очень мало. Тем не менее основные данные о механических свойствах планет, которые в принципе известны давно, в целом отражают их состав.

Все планеты солнечной системы подразделяются на внутренние, или планеты земного типа, и на внешние, или планеты типа Юпитера. К внутренним планетам относятся близкие к Солнцу — Меркурий, Венера, Земля, Марс; к внешним — далекие Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Внутренние планеты — преимущественно твердые каменные тела, поэтому к ним также по своей природе близки астероиды и спутники планет. Наиболее важные характеристики планет представлены в таблице.

Таблица 1

Планета	Масса	Радиус	Средняя плотность, г/см3	Средняя плотность при нулевом давлении, г/см3	Скорость убегания, км/с	Альбедо
Внутренние планеты
Луна	0.0123	0,273	3,35	3,31	2,37	0,067
Меркурий	0.0543	0,333	5,62	5.3	4.26	0.056
Венера	0,8136	0.9551	5,09	4,4	10,3	0,76
Земля	1.000	1.000	5,517	4.4	11.2	0.36
Марс	0.0169	0.528	4.00	3.9	5.03	0.16
Малые планеты
Астероиды (хондритовые)	<0,00013	< 0,058	~ 3,5	3,5	—	—
Внешние планеты
Юпитер	318,35	10,97	1,35	—	57,5	0,67
Сатурн	95,3	9.08	0,71	—	33,1	0,69
Уран	14,54	3,72	1.58	—	21.6	0.33
Нептун	17.2	3.38	2.47	—	24.6	0.64
Плутон	0,0337	0.54	2.0	—	—	0.14

Существенной величиной, по которой мы можем судить о составе планет (общем их составе), является их плотность. Средняя плотность планет (в г/см³) получается как результат деления их массы на объем d=M/V. Из таблицы видно, что средняя плотность планет неодинакова. Внутренние планеты земного типа, сложенные преимущественно твердым материалом, отличаются высокой плотностью (3,35-5,6 г/см³). У внешних планет плотность низкая (1,58-0,68 г/см³), что свидетельствует об их газовом составе. Действительно, Юпитер и близкие к нему планеты, по расчетным данным, состоят в основном из газов, среди которых первое место принадлежит водороду — наиболее распространенному элементу космоса.

Для понимания химической природы земного шара большое значение имеет сравнение планет земной группы друг с другом и с нашей планетой в целом. Поэтому ниже мы кратко остановимся на характеристике внутренних планет и Луне.

Внутренние планеты

Меркурий — ближайшая к Солнцу планета — имеет самую высокую плотность. Поскольку период собственного вращения Меркурия равен периоду его обращения вокруг Солнца, то он все время повернут к Солнцу одним полушарием. На освещенной стороне Меркурия температура достигает 625° К, а на темной поверхности, вероятно, всего лишь 10—20° К. На неосвещенной поверхности большинство газов должно замерзать, а на освещенной, горячей стороне, молекулы обычных газов должны приобретать тепловые скорости, превышающие скорость улетучивания с поверхности. Поэтому Меркурий практически не имеет атмосферы. Возможно, на нем есть небольшая неустойчивая аргоновая атмосфера как продукт распада радиоактивного К⁴⁰, сосредоточенного в твердом теле планеты.

Венера по размерам и плотности наиболее приближается к нашей Земле. Она также обладает наиболее мощной, плотной и теплой атмосферой из всех планет земной группы. По данным межпланетных станций «Венера-4, 5, 6, 7», атмосфера планеты на 93—07% состоит из СО₂. Обнаружено присутствие О₂, N₂, H₂O. Температура атмосферы у поверхности достигает 747 ±20° К, давление 90 атм. Обилие CO₃ можно объяснить процессом разложения карбонатов при высоких температурах. Подобным же образом происходит разложение и других карбонатов с образованием CO₂. Свободный кислород на Венере образуется в результате разложения Н₂O под действием солнечной радиации. Другой продукт разложения — водород — легко, теряется верхними слоями атмосферы. Это приводит к медленной вековой потере воды, и Венера постепенно высыхает. При высоких температурах поверхности практически вся вода на Венере находится в атмосфере в парообразном состоянии. Наличие светлого водяного пара определяет высокую отражательную способность планеты — 76% падающего на нее солнечного света.

Земля является самой крупной из всех внутренних планет. В то же время она имеет наиболее крупного спутника — Луну, которая по массе составляет 1/81 часть массы Земли. По своему составу азотно-кислородная атмосфера Земли резко отличается от атмосфер других планет и является продуктом жизни. Большая часть атмосферного аргона Земли имеет радиоактивное происхождение от распада К⁴⁰ в земной коре.

Луна представляет собой твердое тело, лишенное атмосферы и состоящее из силикатного материала. Невооруженным глазом уже давно иа поверхности нашего спутника были замечены темные и светлые участки. Большие темные области на поверхности Луны еще первыми исследователями, использовавшими телескоп, были названы морями. Но мы теперь знаем, что на Луне отсутствует вода и так называемые моря представляют собой сухие, относительно плоские равнинные области более темного оттенка, чем остальная поверхность.

С помощью телескопа на лунной поверхности можно наблюдать рубцы и ямы горных цепей и кратеров. Особенно много кратеров. Самые большие из них названы в честь выдающихся деятелей науки и культуры — кратеры Тихо, Коперник, Кеплер, Аристарх, Эратосфен, Платон и др. Самый крупный кратер — Гримальди, диаметром свыше 200 км. Кольцеобразные валы кратеров часто имеют высоту порядка 6 км.

Поверхность Луны образована темным материалом. Об этом свидетельствует малая отражательная способность лунной поверхности. Луна отражает только 7% падающих на ее поверхность солнечных лучей видимой части спектра. В то же время от поверхности нашего спутника красный свет отражается более эффективно, чем синий или фиолетовый. Это придает лунному свету оранжевые тона. Самые светлые области похожи на белый песок, самые серые — на темные сланцы. По свидетельству американского космонавта Н. Армстронга, побывавшего на Луне, «в общем, исследованный нами район по освещенности может сравниться с пустыней, а его цвет напоминает цвет сухого цемента или песчаного пляжа. При выходе из кабины мы неожиданно обнаружили, что обломки пород и частицы лунного грунта имеют темно-серый или угольно-серый цвет».

Изучение орбит искусственных спутников Луны показало, что под поверхностью лунных морей находятся концентрации тяжелого вещества, которые получили название масконов. Одна из самых больших гравитационных аномалий лунного шара — в области моря Дождей.

Первые исследования лунных пород позволили выделять среди них четыре типа: пузырчатые со стекловидными пузырьками (тип A), полнокристаллические (тип B), лунные брекчии — сцементированные породы, обломки кристаллического материала (тип C) и россыпи тонкого материала (тип D), составляющего лунный грунт (реголит). Элементарный и минералогический состав этих типов пород очень сходный.

Данные о химическом составе лунных пород получены из разных районов: из районов морей (Спокойствия, Океана Бурь и Изобилия); из горных районов с кольцевыми структурами (места посадок «Аполлона-14» и автоматической станции «Луна-20»). Изучение состава лунных пород, собранных преимущественно из районов морей, показывает, что по соотношению основных компонентов он больше всего согласуется с составом полевошпатовых ахондритов — эвкритов. Наиболее вероятным источником вещества Луны могли быть хондриты с повышенным содержанием силикатного железа и не имеющие металлической фазы.

По сравнению с земной корой и наиболее близкими к лунным породам базальтами в исследованных породах Луны обнаружено гораздо больше железа, титана, циркония, редких земель и других химических элементов. Элементы с повышенным содержанием в лунных породах обладают некоторыми общими геохимическими свойствами.

Отдельные ряды элементов в больших периодах таблицы Д. И. Менделеева образуют так называемые геохимические семейства и находятся по соседству друг с другом. Геохимические семейства объединяют элементы с общими химическими и геохимическими свойствами, определяемыми близким характером внешней электронной оболочки их атомов.

Учитывая изложенное выше, можно прийти к выводу, что повышенное содержание ряда химических элементов у поверхности Луны не является случайным, а носит вполне определенный закономерный характер. Так, в поверхностных породах Луны особенно резко выражены элементы семейства железа, молибдена, редких земель. Правда, для редких элементов имеется исключение в отношении одного элемента — европия. Он содержится в скудном количестве по сравнению с другими редкоземельными элементами. Таким образом, элементарный химический состав исследованных лунных пород отражает в первую очередь высокотемпературные условия их образования. Действительно, все до сих пор исследованные лунные породы изверженного вулканического происхождения. Они возникли в результате остывания силикатного расплава, обогащенного железом, — лунные лавы излились из более глубоких горизонтов лунного шара.

Лунные породы состоят из немногих минералами. Наиболее распространенные из них следующие:

• Пироксен
• Плагиоклаз
• Ильменит
• Оливин

В лунных породах также обнаружены разновидности кремнезема — кристобалит и тридимит, калиевый полевой шпат, апатит, обогащенный редкими землями, бадделит, биотит, амфибол, кальцит. Встречаются и такие минералы, как пироксенманганит, ферропсевдобрукит и хромотитанистая шпинель. Эти минералы, естественно, отражают повышенное содержание титана, хрома и марганца в материале лунных пород.

Все лунные минералы лишены следов воздействия водных растворов, и все лунные породы представляются исключительно сухими; Ничтожные доли окисного железа и преобладание его закисных форм свидетельствуют о недостатке кислорода в процессе формирования лунных пород.

Особый интерес представляет измерение изотопного состава химических элементов Лупы. Главные химические элементы показали изотопные соотношения, равные тем же соотношениям на Земле. Это говорит в пользу общего происхождения вещества Земли и Лупы в далеких древних космических системах.

Измерение отношений изотопов в отдельных минеральных фракциях лунных пород позволило установить температуры, при которых кристаллизовались эти породы. Крупно- и мелкозернистые лунные породы показали отношение изотопов, которое соответствует изотопному равновесию при 1100—1300° С, что, вероятно, соответствует температуре кристаллизации.

Распад радиоактивных изотопов помогает решить вопрос о возрасте лунных пород как времени, прошедшем с момента их кристаллизации. В районе Моря Спокойствия возраст кристаллических пород — 3,7 млрд. лет. Такие древние породы для нашей земной коры являются исключительно редкими. Определение соотношений изотопов стронция и свинца из лунных пород позволило рассчитать возраст Луны как самостоятельно существующей планеты. Он оказался равным 4,6 млрд, лет, хорошо согласуясь с возрастом большинства изученных метеоритов разного типа и состава.

Тщательные поиски сложных органических соединений в материале лунных пород привели к открытию в малых количествах простейших соединений углерода.
В одном грамме лунной пыли обнаружены также аминокислоты порядка 1×10^-8 г.

Плотность кристаллических пород Луны 3,1—3,2 г/см³, в то время как средняя плотность Луны 3,35 г/см³. Столь малое различие плотностей свидетельствует о слабой химической дифференциации Луны в целом. Это позволяет заключить, что Лупа есть сферическое тело, сложенное почти целиком силикатным материалом.

Марс из всех внутренних планет наиболее удален от Солнца и обладает самой низкой плотностью. Благодаря исследованиям космическими аппаратами «Маринер-4, 6, 7, 8, 9» и «Марс-1, 2, 3» было установлено, что поверхность планеты покрыта многочисленными кратерами, однако обширная область Хеллас совсем лишена кратеров и похожа на поверхность Лупы. Наблюдаются три типа поверхности Марса: светлые — «материковые» районы, желтые — «морские» и белоснежные — полярные шапки.

Большая часть поверхности планеты имеет оранжевую окраску, что, по данным оптических характеристик и радиоастрономии, указывает на мелкозернистый характер раздробленных силикатных пород, покрытых пленкой окислов железа.

Атмосферное давление у поверхности Марса не превышает 6 мм рт. ст., т. е. на два порядка ниже, чем на Земле. Основным компонентом атмосферы Марса является С02, количество которого, вероятно, превышает 50%, обнаружены примеси NO₂, содержание O₂ и N пренебрежительно малое. В атмосфере планеты присутствуют пары воды, а также аэрозоли, с которыми связаны «пыльные бури». Температура поверхности Марса изменяется в зависимости от широты и на границе полярных шапок достигает 140—150° К. При таких температурах углекислый газ должен вымерзать. Отсюда можно предположить, что полярные шапки Марса состоят из замороженной углекислоты толщиной слоя в несколько метров. В полярных областях Марса должно вымораживаться значительное количество водяного пара, что способствует образованию ледников.

А. Биндер в 1969 г. теоретически исследовал внутреннюю структуру Марса, основываясь на свойствах материала мантии Земли и очень точном определении радиуса и массы Марса по данным измерений космического аппарата «Марииер-4». Теоретическое моделирование показало вероятность того, что Марс имеет внутреннее железное ядро с радиусом 790—950 км, занимающее от 2,7 до 4,9% объема планеты. Состав оболочки — мантии — Марса не должен существенно отличаться от состава земной мантии. Температура внутри Марса должна быть между 800 и 1500° С, т. е. значительно ниже, чем в недрах Земли.

В 1948 г. английский астроном Г. Рамзей выдвинул гипотезу о том, что все внутренние планеты имеют одинаковый состав, а различие в их средней плотности определяется разной степенью сжатия вещества под влиянием высоких давлений, пропорциональных массам планет. В частности, существование ядра Земли объяснялось фазовым переходом силикатного вещества в металлическое состояние, вызванное высоким давлением. Однако если бы внутренние планеты имели одинаковый химический состав, а уплотнение в центральных частях определялось бы массой самой планеты, тогда в последовательном ряду планет возрастания их массы — Меркурий, Марс, Венера, Земля — мы бы наблюдали последовательное возрастание плотности. На самом деле, как можно видеть по данным табл. 5, маленький Меркурий имеет более высокую плотность, чем более массивные Марс или Венера. Поэтому можно заключить, что внутренние планеты имеют разный химический состав.

При оценке их состава в основном представляют интерес величины средней плотности, вычисленные для нулевого давления в центре планет. Различие состава в данном случае, скорее всего, определяется различным соотношением силикатного (плотность 3,3 г/см³) и металлического железоникелевого материала (плотность 7,23 г/см³). Таким образом, наиболее вероятной причиной различия плотностей внутренних планет солнечной системы является разное соотношение силикатного и металлического (железоникелевого) материала. Развитие этих представлений за последнее время получило большую популярность. В то же время дискуссионным остается вопрос о распределении внутри планет металлической и силикатной частей — находятся ли они вместе и распределяются равномерно по всему объему каждой из планет или же сосуществуют раздельно — металлическая фаза в виде внутреннего ядра, а силикатная в виде оболочки — мантии разной мощности.

На основании имеющихся данных в области геохимии и космохимии можно предполагать наличие центральных металлических ядер внутри планет земного типа. Такой вывод больше соответствует всему известному и находит подтверждение со стороны таких метеоритов, как железные, железокаменные и ахондриты. Однако хондриты, которые отражают химически недифференцированный материал, видимо, являются обломками астероидов, в которых не смогла завершиться дифференциация.

Из сказанного следует, что разная плотность внутренних планет определяется главным образом различием их химического состава. Более плотные планеты содержат больше металлического железа, менее плотные — меньше. Но, очевидно, различие в составе характерно не только для главных элементов (О, Si, Fe, Mg, Са, Al, Na), но и для всех других химических элементов таблицы Д. И. Менделеева. Во всяком случае данные по распространению многих редких элементов в метеоритах разных классов, полученные за последнее время, вполне подтверждают такое предположение.

Обращает на себя внимание пространственная закономерность состава внутренних планет — пропорция металлического железа в ближайших к Солнцу планетах выше, чем в планетах более отдаленных. Это хорошо видно при сравнении близкого к Солнцу Меркурия и далекого от него Марса. По-видимому, в данном случае имеет место важная космохимическая закономерность, которая должна быть объяснима теорией происхождения солнечной системы.

Внешние планеты

По составу, строению и размерам внешние планеты солнечной системы резко отличаются от внутренних планет земной группы. Внешние планеты имеют малую плотность, что определяется их газовым составом. Причем ведущим элементом этих планет являются водород и его соединения. По некоторым оценкам Юпитер содержит 78% водорода по весу, а Сатурн 63%. Уран и Нептун имеют более высокие средние плотности, и, вероятно, пропорция водорода в них ниже.

В спектрах протяженных атмосфер внешних планет отмечаются сильные полосы метана, а также полосы молекулярного водорода. Кроме того, в спектрах Юпитера и Сатурна наблюдаются слабые полосы аммиака. Однако на Уране и Нептуне аммиак находится в замороженном состоянии, поскольку температура поверхности этих планет очень низкая, порядка -210° С. При таких температурах большинство газов переходит в жидкое и твердое состояния. По некоторым косвенным данным, можно допустить, что в составе внешних планет имеется много гелия.

Таким образом, крупные внешние планеты солнечной системы по своему атомарному элементарному составу во многом близки к составу Солнца. Они сложены преимущественно из легких компонентов — H, Не, СН₄, NH₃, H₂O. Сохранность этих веществ в составе больших планет связана с высокими значениями масс самих планет, а также с низкими температурами внешних краевых областей солнечной туманности, от которой они произошли.

Изложенные выше данные позволяют прийти к определенным выводам, имеющим прямое отношение к вопросам происхождения солнечной системы.

1. Планеты солнечной системы различаются по своему химическому составу. Внутренние планеты сложены в основном твердыми телами, внешние — преимущественно газами.
2. Среди внутренних планет также имеется различие в составе — ближайшие к Солнцу планеты более плотные, чем отдаленные.
3. Различие в составе внутренних планет, по-видимому, обусловлено теми же причинами, что и различие в составе метеоритов, т. е. планеты более плотные содержат больше металлической (железоникелевой) фазы и меньше силикатной. Максимальное содержание железа, вероятно, характерно для Меркурия, минимальное для Луны, в которой большая часть железа находится в силикатах.
4. Различие состава планет свидетельствует о химическом и физическом фракционировании элементов в процессе образования солнечной системы. Фракционирование определялось различной степенью окисления вещества в зависимости от расстояния от Солнца.
5. Гигантские внешние планеты солнечной системы возникли из вещества, чрезвычайно близкого к составу Солнца, и процессы фракционирования при их образовании проявились в незначительной степени.