Дипломная (вкр): Главные черты геологии Луны

В верхних частях коры лунных материков преобладают породы, сложенные серией брекчий, по составу отвечающих анортозитовым габбро, габбро-анортозитам и анортозитам. Орбитальными исследованиями установлена значительная региональная химическая неоднородность лунных материков. Неоднородность может свидетельствовать о широком проявлении процессов магматического фракционирования. Для некоторых элементов существует четкая корреляция химической неоднородности с мощностью коры. На Земле анортозитовые породы часто образуются при кристаллизации крупных стратиформных интрузивов базальтовой магмы, например, комплексы Бушвельд и Стилуотер. В этих комплексах тяжелые кристаллы оливина и пироксена погрузились во время кристаллизации магм с образованием мощных базальтовых слоев, тогда как плагиоклаз, плотность которого близка к плотности исходной магмы, образует скопления в верхних слоях, покрывающих базальные и мафические кумулаты. Общепринято считать, что анортозитовая серия лунной коры образовалась аналогичным образом из огромного океана основной или ультраосновной магмы. Поскольку, однако, в лунной магме соответствующего состава плагиоклаз всплывает, а в основных магмах Земли тонет, то сегрегация плагиоклаза с образованием толстого слоя, возможно, была сравнительно более эффективной на Луне. Вероятно, первоначально образовалась правильная расслоенная структура. Однако в приповерхностных частях Луны эта структура разрушилась в результате последующей интенсивной бомбардировки метеоритами, что вызвало глобальное вертикальное перемешивание материала. Зональную модель коры подтверждают исследования глубин формирования главных типов пород коры. Породы, выносимые на поверхность при самых больших и наиболее глубоко проникающих ударах метеоритов, содержат обычно гораздо меньше нормативного плагиоклаза, чем анортозитовые породы, распространенные на поверхности.

3.2 Верхняя мантия Луны

Первичная магма лунной коры возникла, вероятно, при частичном плавлении внешнего слоя Луны на глубину в несколько сотен километров. После отделения от остаточных фаз сформировался огромный «океан» первичной магмы, из которой оливин осаждался до тех пор, пока не наступило насыщение плагиоклазом. Весьма возможно, что поэтому в нижней части коры находится слой оливиновых кумулатов (рис. 3.3.)

В значения плотности и скорости распространения P сейсмических волн внесены небольшие поправки для учета влияния высоких P (давлений) и T (температур) в недрах Луны

Средний состав лунной коры и верхней мантии, выведенный на основе высказанных предположений, довольно близок к пиролитовому составу верхней мантии Земли. Главные различия заключаются в более низком содержании SiO₂ на Луне, что указывает на более высокое отношение оливин/пироксен, а также более низкое отношение СаО/А1₂О₃.

Плотность дунитовой (Fo₈₈) верхней мантии Луны на глубине 100 км и при соответствующей температуре около 600 °С составляет, возможно, 3,29 г/см³, тогда как скорость продольных сейсмических волн на этой глубине 8,1 км/с^-1. Эти оценки, опирающиеся на петрологические соображения почти, полностью совпадают с соответствующими значениями для верхней мантии Луны, полученными независимыми физическими методами (см. рис. 3.2.). Такое соответствие является очень убедительным аргументом в пользу реальности изложенных соображений.

3.3 Морские базальты и нижняя мантия

Один из наиболее значительных результатов исследований по проекту «Аполлон» заключается и демонстрации того, что лунные моря состоят из пород, весьма, напоминающих земные базальты. Более того, лунная кора, в конечном счете, произошла путем дифференциации из исходного магматического океана, по составу отвечающего базальтам. За последние годы достигнут значительный прогресс в понимании происхождения базальтовых пород Земли. Теперь всеми принято, что базальты образовались в результате частичного плавления ультраосновного вещества (пиролита) в земной мантии. Разнообразие составов базальтов объясняли, прежде всего, различной степенью частичного плавления исходного вещества, глубиной плавления и последующей историей кристаллизации во время подъема к поверхности. Для определения природы исходного вещества базальтов Земли были с успехом проведены исследования поведения этих базальтов при кристаллизации в условиях высоких давлений и высоких температур с использованием методов экспериментальной петрологии.

Чтобы понять происхождение лунных базальтов, естественно попытаться привлечь представления о процессах, разработанных при анализе петрогенеза земных базальтов, а также использовать экспериментальные методы для выяснения природы вещества, исходного для лунных базальтов.

Согласно ранним гипотезам происхождения морских базальтов, основанным на экспериментальных данных, предполагалось, что все группы морских базальтов Луны образовались в результате различной степени частичного плавления вещества типа обычного оливинового пироксенита на глубине 150-500 км. На основе этой простой одностадийной гипотезы удалось адекватно объяснить основные особенности химии морских базальтов и первичного для них вещества, но более тонкие геохимические особенности морских базальтов с высоким и низким содержанием титана, например относительная распространенность РЗЭ, европиевые аномалии, содержание TiO₂ и изотопные соотношения, не укладываются в эту систему.

Чтобы справиться с этими трудностями, была разработана вторая группа гипотез, согласно которым морские базальты могли образоваться в результате повторного плавления химически и минералогически неоднородных кумулатов, представленных различной пропорцией оливина, пироксена и ильменита, которые сформировались во время ранней дифференциации Луны около 4,4*109 - 7,6*109 лет тому назад в качестве комплементарных богатой плагиоклазом коре.

3.4 Некоторые факторы, ограничивающие распределение плотности Луны

Средняя плотность Луны 3,343 г/см³, что очень близко к плотности верхней мантии Земли. Такое совпадение, конечно, может быть случайным. Но, с другой стороны, оно может иметь глубокий генетический смысл.

Средняя мощность коры Луны оценена в 60 км, 70 км и 75 км, а средняя плотность - от 2,86 до 3,07 г/см³. Плотность и мощность коры зависят одна от другой - из условий изостатического равновесия вытекает, что высокая средняя плотность коры требует большей ее средней мощности. Однако независимое определение каждой из этих величин осложняется наличием пористости в породах лунной коры. Об этом говорят наблюдения за скоростью прохождения сейсмических волн, которая в коре ниже, чем должно быть для пород такого минерального состава. Это, несомненно, для верхних частей коры (см. рис. 3.1), а в меньшей степени характерно и для нижней коры. Степень пористости, вероятно, зависит также от термической истории и потока тепла. Возможно, что средняя пористость мощной коры обратной стороны Луны заметно больше, чем видимой, где распространенность радиоактивных элементов несколько более высокая. Это должно вести к более высоким температурам под поверхностью, что сопровождается уплотнением и потерей пористости на небольших глубинах. Другим осложнением являются региональные вариации химического состава, которые должны сопровождаться изменениями плотности.

Если принять, что средняя мощность коры 70 км, плотность 2,95 г/см³, а более глубокие области Луны однородны, то относительный момент инерции такой модели Луны будет 0,396 и плотность однородных недр ее 3,40 г/см³. Если же допустить еще существование железного ядра с максимальным радиусом, допустимым по сейсмическим данным (350 км), то относительный момент инерции будет 0,393, а плотность однородной мантии Луны 3,35 г/см³. Таким образом, значение относительного момента инерции в такой модели хорошо согласуется с наблюдениями. Но если в Луне нет ядра, то плотность мантии должна существенно возрастать с глубиной. Так как влияние термического расширения и сжатия под давлением внутри Луны почти компенсируют друг друга, в модели без металлического ядра мантия должна быть неоднородной. Если мы принимаем модель Луны состоящей из двухслойной мантии и коры (см. рис. 3.2.), то рассчитанная средняя плотность и момент инерции соответствовали бы наблюдаемым при средней

плотности верхней мантии (70-400 км) 3,30 г/см³ , а нижней мантии (ниже 400 км) 3,49 г/см³. Распределение скоростей сейсмических волн (см. рис. 3.1.) говорит в пользу второй, неоднородной модели.

Уменьшение скоростей распространения сейсмических волн с глубиной в сочетании с ростом плотности можно объяснить только тем, что содержание железа в нижней мантии значительно выше, чем в верхней. Некоторый вклад в понижение скоростей сейсмических волн может дать также увеличение отношения пироксен - оливин с глубиной. Следует также заметить, что фазовый переход в ассоциации более плотных минералов с образованием граната непременно вызовет увеличение скоростей с глубиной в однородной мантии (при условии, что нижняя мантия содержит хотя бы небольшое количество, например 4 %, окиси алюминия, что представляется вполне вероятным).

Мы приходим к выводу, что мантия Луны, возможно, неоднородна в химическом отношении и что содержание железа (предположительно в виде FeO) в нижней мантии больше, чем в верхней.

Тем не менее, только на основе физических соображений нельзя окончательно отрицать наличие очень небольшого металлического ядра, составляющего менее 2 % от массы Луны и имеющего менее 200 км. В конце концов, небольшое ядро такого типа нужно для объяснения намагниченности лунных пород, хотя геохимические доводы не поддерживают предположения о существовании ядра в Луне.

4. Геохимия Луны

.1 Общий состав Луны

Исходная магма лунной коры оказалась очень близкой по составу к исходной магме примитивных океанических толеитов Земли, если из последних удалить значительные количества двух наиболее летучих из главных компонентов (Na₂O и SiO₂). В обеих магмах значения распространенности редких земель очень близки. Физические свойства верхней мантии (см. рис. 3.2.) вместе с данными экспериментальной петрологии показывают, что верхняя мантия Луны до глубины около 400 км состоит, вероятно, преимущественно из остаточного тугоплавкого дунита, в котором отношение MgO/(MgO + FeO) близко к аналогичному отношению в верхней мантии Земли (см.рис. ).

За исключением летучих элементов (в том числе Na₂O и SiO₂) общий химический состав петрологической системы кора - верхняя мантия Луны до глубины около 400 км подобен составу пиролита Земли. Кроме того, данные о тепловом потоке на Луне соответствуют среднему содержанию U и Th во всей Луне, аналогичному земной мантии. Главное различие между внешней частью Луны и верхней мантией Земли состоит в том, что внешняя часть Луны в различной степени, иногда чрезвычайно сильно обеднена более летучими, чем кремний, элементами. Если же не принимать этого во внимание, то общее сходство распространенности менее летучих элементов и в мантии Земли, и во внешних областях Луны (равных половине ее общей массы) свидетельствует о некоторого рода генетической связи между обоими телами.

Изотопный состав кислорода в лунных и земных базальтах идентичен. Значит, вещество, из которого сформировались Земля и Луна, было однородно в отношении распределения компонента, возникшего при вспышке Сверхновой и содержащего ¹⁶О, и выделилось из туманности при такой же средней температуре. В противоположность этому, в большей части классов метеоритов наблюдаются резко различные количества примеси компонента, богатого ¹⁶О. В некоторых дифференцированных метеоритах - эвкритах и говардитах - кислород очень незначительно отличается в этом отношении от кислорода Земли и Луны и возможно даже идентичен ему, а наблюдаемые резкие отличия обусловлены эффектом химического фракционирования. Единственными типами метеоритов, в которых изотопный состав кислорода идентичен составу его в веществе Земли и Луны, являются энстатитовые хондриты и ахондриты. Но многочисленные другие химические особенности этих метеоритов исключают всякую мысль о генетической связи их с Землей и Луной.

С другой стороны, существуют некоторые проблемы в понимании ряда химических и физических особенностей нижней мантии Луны (см. рис. 3.2. и 3.3.), которая, как принято считать, сложена веществом, исходным для морских базальтов. Обычно полагают, что общая распространенность Са, Al, U, Th, РЗЭ и других нелетучих элементов в этом веществе близка к распространенности их в земной мантии, но мы сделали вывод, что лунная нижняя мантия богаче FeO (MgO/(MgO + FeO)=0,75H-0,80) и отношение пироксен/оливин в ней выше, чем в пиролите земной верхней мантии. В некоторой степени эти выводы зависят от принимаемой модели. Тем не менее, такое заключение в наибольшей степени соответствует имеющимся петрологическим, геохимическим и геофизическим данным, характеризующим нижнюю мантию Луны, и его нельзя с достаточным основанием опровергнуть.

4.2 Летучие элементы

Впечатляющая картина обеднения Луны летучими элементами по сравнению с углистыми хондритами I типа, обыкновенными хондритами и земной мантией имеет непосредственное отношение к современным гипотезам происхождения Луны.

Привлекательная в динамическом отношении гипотеза двойной планеты, или коагуляции, предложенная Рускол (Ruskol, On the possible differences in the bulk composition of the Earth and Moon forming in the circumterrestrial swarm. 1972, p. 426 - 428.) наталкивается на значительные трудности при объяснении обеднения Луны летучими. В настоящее время имеется масса доказательств влияния сверхскоростных ударов на лунные породы. В большинстве случаев в ходе этих процессов не происходит потери элементов средней летучести, таких как натрий, а высоколетучие элементы (например, Рb) перераспределяются и вновь конденсируются.

Луна обеднена натрием, по-видимому, в 30 раз больше по сравнению с углистыми хондритами I типа и в 11 раз по сравнению с Землей. Известные нам закономерности явлений высокоскоростных ударов, очень мало говорят в пользу того, что такая степень обеднения могла быть вызвана сравнительно слабыми столкновениями в околоземном потоке, как это предполагает Рускол. Такие столкновения могут привести к некоторому ударному плавлению, но в этих условиях Na и многие другие летучие не могут существенно испариться. В свете эмпирических данных, характеризующих ударные явления, трудно поверить, что этот процесс может вызвать сильное обеднение такими элементами, как Ge. Для такого обеднения, по-видимому, нужно, чтобы произошло полное испарение как падающего тела, так и мишени, а затем наступила селективная повторная конденсация в условиях, когда летучие компоненты конденсируются в иной обстановке и в другом месте, куда они могут быть перенесены соответствующим механизмом.

4.3 Геохимия Луны

Низкая плотность Луны указывает на значительное обеднение железом по сравнению с Землей и другими планетами земной группы. Поэтому необходимо исследовать влияние такого фракционирования на распределение сидерофильных элементов. Такое исследование даст возможность решить вопрос, происходило ли фракционирование металлического железа в Солнечной туманности (до аккреции Луны) или же в протопланете, из которой образовалась Луна.

Для лунных морских базальтов характерно резкое обеднение многими летучими элементами по сравнению с метеоритами и Землей. Условия, в которых происходило это весьма специфическое обеднение, дают ключ к пониманию химической обстановки, в которой образовалось исходное вещество морских базальтов. Геохимия летучих элементов лунных материков оказалась еще более сложной, так как на нее дополнительно влияли эндогенные и экзогенные процессы.

В породах лунных материков и в морских базальтах широко распространены небольшие количества богатой железом металлической фазы. Часто предполагалось, что основные кумулаты, подстилающие кору, и исходное вещество морских базальтов должны содержать значительные количества богатой железом металлической фазы. Некоторые исследователи приписывали обеднение сидерофильными элементами морских базальтов и пород лунной коры выделению металлической фазы в недрах Луны еще до образования коры и (или) морских базальтов. Это предположение, объясняющее широкую встречаемость металлической фазы в лунных породах и глобальную дифференциацию Луны, использовалось в поддержку мнения о возможности существования у нее небольшого, богатого железом металлического ядра.

В породах лунных материков и морей наблюдаются взаимосвязанные вариации содержания W и Р с La. Эти закономерности явно обусловлены несовместимыми кристаллохимическими свойствами W и Р во время процессов дифференциации магмы, что в свою очередь указывает на преимущественно окисленное их состояние в исходной системе пород лунных материков.