Методы наук о Земле

Учебный год

Лекция 13

Эволюция Земли

Методы наук о Земле

В науках о Земле применяют различные физические, химические методы исследования, некоторые из них яв­ляются весьма специфическими и практически не встре­чаются в других областях естествознания. Один из них — сейсмическое зондирование земных недр— представляет собой мощный метод изучения глубоких областей земно­го шара, куда непосредственно человек вряд ли сможет когда-нибудь заглянуть. Ведь самые глубокие скважины, которые удалось пробурить в земной толще, не превыша­ют 10-12 км, а это составляет около одной трети средней толщины земной коры (около 30 км) и всего лишь 0, 17% ра­диуса Земли (6300 км). В основе метода сейсмического зон­дирования лежит регистрация сейсмических (упругих) волн, возникающих в Земле при землетрясениях (в том числе вызванных ядерными взрывами, падением крупных метеоритов и т. п.). Простейший сейсмограф представля­ет собой обычный маятник с массивным грузом на конце.

Если сейсмические колебания достаточно быстрые (вы­сокочастотные), то груз не успевает раскачаться и остает­ся практически неподвижным. А вот точка подвеса маят­ника, жестко связанная с земной поверхностью, колеблет­ся, и эти колебания относительно груза записываются на ленту самописца. Если имеется достаточно много сейсмо­графов, расположенных в разных точках земной поверх­ности, то, собирая и обрабатывая информацию, получен­ную с их помощью, можно достаточно точно определить направление сейсмической волны, ее скорость, амплиту­ду и другие параметры. А они, в свою очередь, тесно свя­заны с тем, через какие породы проходила волна, как она преломлялась, отражалась, поглощалась. Именно таким образом была, например, обнаружена граница между зем­ной корой и верхней литосферой (граница Мохоровичича), доказано, что внешнее ядро является жидким, а так­же получено огромное количество достоверных данных о внутренней структуре Земли.

Второй специфический метод исследования, на кото­ром мы здесь остановимся, связан с определением возрас­та различных геологических образований, а следователь­но, и с реконструкцией событий геологической эволюции. Геологическое время сейчас определяют преимуществен­но по содержанию радиоактивных изотопов и продуктов их распада в минералах земной коры. Известны несколь­ко типов ядерных превращений, которые используются в качестве геологических часов. Примерами таких превра­щений могут служить следующие ядерные реакции:

²³⁸U -> ²⁰⁶Рb + 8 ⁴Не;

²³⁵U -> ²⁰⁷Рb + 7 ⁴Не;

²³²Th -> ²⁰⁸Pb + 6 ⁴Не;

Точность этих методов связана с тем, что скорость ра­диоактивного распада практически не зависит от внеш­них условий и определяется только типом реакции. Если когда-то в прошлом концентрация радиоактивного изо­топа в минерале была n₀то, спустя время t, концентра­ция, экспоненциально уменьшаясь, составит

n(t) = n₀ e^{-α t}, (1.1)

где α — постоянная радиоактивного распада (эксперимен­тально определяемая величина). Концентрацию n(t)в ми­нерале можно измерить, однако найти время t, а следова­тельно, возраст минерала, из уравнения (1.1) нельзя, так как неизвестна начальная концентрация n_0.Эту трудность легко обойти, предположив, что в каждый момент време­ни сумма концентраций распадающегося изотопа n(t)(на­пример, ²³⁸U в первой реакции (1.1)) и радиогенного про­дукта распада r(t)(в той же реакции это ²⁰⁶РЬ) остается постоянной величиной, равной начальной концентрации n₀: n(t) + r(t)= n₀.

Тогда, очевидно, e^{-α t}= n(t) / (n(t) + r(t)). Потенцируя, получаем

t = ln(1 + r(t)/n(t))/ α, (1.2)

Таким образом, зная концентрации n(t) и r(t)(они оп­ределяются с помощью масс-спектрометров), по известно­му значению α легко определяется возраст исследуемого материала. Именно с помощью радиоактивных часов ус­тановлен возраст Земли и проведена детальная геохроно­логическая периодизация.

Протопланетный период эволюции Земли

Формирование Солнца и планет Солнечной системы произошло около 4, 7 млрд. лет назад. Более точно, Солнце образовалось 4, 75 млрд. лет назад, а формиро­вание Земли началось 4, 56 млрд. лет назад. Так как Солнце является звездой второго (а возможно, и третьего) поколения, то исходным материалом для него и планет яви­лось не первичное газовое облако, появившееся в резуль­тате Большого взрыва и состоящее приблизительно на 70% из водорода и на 30% из гелия, а более разнообразная сре­да, куда входили и другие газы, и космическая пыль, и осколки взорвавшихся звезд предыдущих поколений. Эти осколки (астероиды, метеориты) существенно разли­чались и по составу и по размерам (от совсем небольших пылинок до гигантских объектов, имеющих десятки, сотни и даже тысячи километров в диаметре). При формировании Солнечной системы сначала происходила первичная диффе­ренциация такой среды, в результате которой более тяже­лые компоненты скапливались вблизи центра, а более лег­кие, в основном газы, сосредоточивались на периферии.

Присутствие массивных центров гравитационной конден­сации и их конкуренция привели к слипанию вещества в несколько «комков» разных размеров и на разных расстоя­ниях от центра. В центральном «комке», где сконцентри­ровалась основная масса системы, в конце концов, созре­ли условия для запуска термоядерного реактора, что и стало рождением нашего Солнца. А вот остальные «комки» продолжали собирать газ, пыль, крупные и мелкие тела (планетезимали), вращаясь око­ло Солнца. Этот процесс занял около 100 млн. лет.

Так как тяжелые фрагменты протопланетного вещества сосредо­точились вблизи Солнца, то их конкуренция не позволи­ла будущим планетам нарастить большую массу. Поэто­му близкие к Солнцу планеты небольшие, обладающие твердой поверхностью. В то же время масса и плотность этих планет оказались достаточной для того, чтобы они в дальнейшем вступили на эволюционный путь развития. Критическое значение этой массы оценивается величиной 10²³ кг (это примерно равно массе Луны 0, 7 х 10²³ кг). Для сравнения Солнце имеет массу 2х 10³⁰ кг.

Удаленные планеты, наоборот, гигантские по размерам, но с неболь­шой плотностью. Самой большой из планет Солнечной системы является Юпитер - огромный газовый шар с мас­сой ~2 х 10²⁷ кг. Немного не хватило Юпитеру, чтобы стать звездой!

Внешне протопланетный период первоначального на­копления массы представлял собой непрерывную и очень интенсивную бомбардировку поверхности Земли планетезималями, в результате которой происходило нагревание будущей планеты. В конце этого периода, когда радиус Земли достиг современного значения 6370 км, температу­ра в центре Земли была -1200 К, что, однако, ниже темпе­ратуры плавления железа и силикатов. Лишь в некото­рых зонах Земли температура оказалась достаточно высо­кой для расплавления.

Другим важнейшим событием самого раннего перио­да земной истории явилось образование Луны. Это долж­но было произойти не позднее 4, 4 млрд. лет назад, посколь­ку таков возраст древнейших лунных пород. Существует много гипотез образования Луны, однако большинство ученых считает, что своему рождению Луна обязана паде­нию на раннюю Землю крупного небесного тела размером с Меркурий или даже Марс. В результате этого грандиоз­ного события произошел выброс мантийного материала, из которого и образовалась Луна.