ИСТИНА |
Войти в систему Регистрация |
|
ИСТИНА ИНХС РАН |
||
Результаты детального петрологического изучения [Маракушев и др., 2003; Marakushev, 2005, и др.] показывают, что хондриты – это первично магматические образования, представляющие обломки примитивных железо-каменных планет. Хондритовые планеты формировались в виде железо-силикатных магматических ядер околосолнечных планет-гигантов под действием гравитации одновременно с отделением силикатных спутников под действием центробежных сил благодаря их быстрому вращению. Эти процессы наглядно прослеживаются в развитии Сатурна и Юпитера. В отличие от Сатурна и Юпитера околосолнечные планеты потеряли флюидные оболочки, а их расплавные железо-силикатные ядра превратились в самостоятельные железо-силикатные планеты, в том числе хондритовые. Они подвергались взрывному распаду под воздействием водородных флюидов, сосредоточившихся в их жидких никель-железных ядрах на стадии первичного расслаивания в материнских планетах-гигантах под огромным давлением их водородных оболочек. В результате взрывного распада и формировались астероиды и метеориты. Эволюция хондритовых расплавов начиналась под огромным давлением флюидных оболочек материнских планет-гигантов (протопланетная стадия) и завершалась в небольших хондритовых планетах (планетная стадия) до их распада на астероиды и метеориты. Протопланетная стадия доминировала в развитии хондритового магматизма. К ней относится расщепление хондритовых магм на богатую железом матрицу и силикатные хондры, происходящее под огромным флюидным давлением, признаком которого служит образование парагенезиса алмаза с муассанитом (C+SiC), находящегося в матрице всех типов хондритов. Давление, необходимое для образования этого парагенезиса достигается в Солнечной системе исключительно в ядрах планет-гигантов, причем флюидный характер этого давления доказывается обилием включений водорода в мельчайших (до 10 нм) зернах алмаза. Флюиды обладают высоким отношением изотопов ксенона 136Xe/134Xe, равным 1.04 (в алмазе углистых хондритов), аналогичным с этим отношением в атмосфере Юпитера [Manuel, Katragada, 2002], полученным при проникновении в нее в 1996 г. аппарата Галилей (Galileo probe). Полученное соответствие может служить прямым подтверждением наших представлений [Маракушев и др., 2003], согласно которым хондритовые планеты формировались в виде плотных ядер околосолнечных протопланет-гигантов, сходных с Юпитером. В солнечном ветре это отношение равно всего 0.80. Состав флюидных оболочек материнских планет-гигантов изменялся под воздействием Солнца. Селективная потеря ими водорода, с соответствующим понижением водно-водородного отношения (H2/H2O), определяет окислительно-восстановительное состояние формирующихся хондритов. Зависимость от этого параметра обыкновенных (преобладающих) хондритов характеризуется реакцией смещенного равновесия (в формулах нормативных минералов): 0,75Mg1,6Fe0,4SiO4 + 0,25Mg0,8Fe0,2SiO3 + 0,35Fe0,93Ni0,07 + 0,25H2O = Mg1,4Fe0,6SiO4 + 0,35Fe0,75Ni0,25 + 0,25H2. Смещение ее вправо охватывает главные типы обыкновенных хондритов в последовательности HH-H-L-LL. В каждом типе достигается равновесие матрицы и хондр, что на диаграмме (рис.а) фиксируется соответствующей коннодой. Равновесные соотношения сближают эти хондриты с земными плутоническими горными породами, что оправдывает их название плутонические хондриты. Переход от протопланетной к планетной стадии сопровождается стремительной потерей водорода флюидными оболочками материнских планет, что создает быстрое понижение отношения H2/H2O флюидов. Это смещает вправо реакцию MgSiO3+Fe+H2O=MgFeSiO4+H2 с соответствующим повышением окислительного состояния матрицы. Однако, хондры, выделившиеся в ранней восстановительной обстановке, в этих условиях сохраняются, чем и определяется неравновесность хондритов. Неравновесность проявляется в энстатитовых, обыкновенных и углистых хондритах (рис.б), крайне магнезиальные хондры которых находятся в матрице широкого диапазона степени окисления. Средние содержания воды и углерода в хондритах (в мас.%): H (H2O=0,27, C=0,01) – E (H2O=0,62, C=0,29) – С3 (H2O=1,00, C=0,46) отражают вовлеченность в эволюцию флюидного режима оксидов углерода (3H2+CO=H2O+CH4 и др.) и объясняют вхождение в состав хондритов углерода, углеводородов и органических веществ, которыми наиболее богаты углистые хондриты [Pizzarello, 2006]. Планетная стадия охватывает в основном кристаллизацию хондритов, которой свойственен режим низкого общего и флюидного давления. Однако и на этой ступени прослеживается четкое различие равновесных и неравновесных хондритов. Равновесные хондриты кристаллизовались (медленно и при более низкой температуре) в режиме повышенного флюидного давления, по-видимому, в планетах еще не полностью потерявших флюидные оболочки. В отличие от них неравновесные хондриты консолидировались в режиме быстрой закалки с образованием зональных кристаллов и вулканического стекла, что сближает их с вулканическими породами и оправдывает их название вулканические хондриты. Постмагматические преобразования наиболее интенсивны в углистых хондритах. Их наиболее измененные типы C2 и C1 отличаются от C3-хондритов очень высоким содержанием воды и углерода: С3 С2 (H2O = 13,23, C = 2,44) C1 (H2O = 20,54, C = 3,62). Этим подчеркивается вторичная природа углерода углистых хондритов, концентрировавшегося в ходе гидротермальных преобразований первичных магматических минералов (в С2 и С1-хондритах они сохранились только в виде незначительных реликтов). Взрывной распад хондритовых планет на астероиды и метеориты сопровождается образованием в хондритах брекчий, прожилков вторичного стекла и множества ультравысокобарных минералов (рингвудит, вадслеит, мейджорит и др.). В наших работах [Marakushev et al., 2007] было показано, что они генетически отличаются от ультравысокобарных минералов (алмаза, муассанита), возникающих в хондритовых магмах под давлением флюидных оболочек их материнских планет-гигантов. Работа выполнена при частичной финансовой поддержке программы «Поддержка научных школ» (грант HШ – 2849.2006.05).