4. Планеты земной группы и астероиды отличаются химическим составом, что отражает условия дифференциации и физико-химических процессов в период их образования. В близких к Солнцу планетах содержится больше металлического железа, чем в более отдаленных. Меркурий на 3/4 состоит из металлической фазы, Венера и Земля — на 1/3, отдаленный Марс — на 1/4. В поясе астероидов находятся тела преимущественно типа углистых хондритов, т.е. максимально окисленные. В зависимости от гелиоцентрического расстояния планеты земной группы и астероиды представляются телами различной степени окисления. Во время образования Солнечной системы ближе к Солнцу процессы окисления железа (и других веществ) протекали слабо, а по мере удаления от него интенсивность их возрастала.
5. Образование тяжелых радиоактивных и других элементов завершилось непосредственно перед формированием Солнечной системы. В метеоритах и отдельных их минеральных фракциях обнаружены следы вымерших радиоактивных изотопов: 26Al, 129I, 146Sm, 236U, 244Pu, 247Cm. Происхождение Солнечной системы связано с происхождением химических элементов. Период времени между окончанием естественного ядерного синтеза и возникновением твердых тел в Солнечной системе оценивается примерно в 50-100 млн лет. Именно в этом промежутке при охлаждении солнечного газа образовались мелкие частицы и капельки как продукты конденсации, которые в дальнейшем послужили строительным материалом для планет земной группы и метеоритных тел.
6. Вся Солнечная система химически дифференцирована. Ее тела изменяют свой состав в зависимости от гелиоцентрического расстояния, что является отражением установившейся определенной химической зональности протопланетной туманности в период ее образования. Так, если мы учтем главные планетные компоненты в виде следующего ряда: Fe-(0, Si, Mg)-H20-CH4, то по мере возрастания расстояния от Солнца в соответствующих телах увеличивается содержание компонентов слева направо. Ближайший к Солнцу Меркурий содержит преимущественно два первых компонента, в углистых хондритах — астероидах все железо окислено и уже содержится заметное количество H2О. Большая часть спутников гигантских планет покрыта льдом (Н2О), а далекий Плутон состоит из верхней оболочки, сложенной метаном (СН4).
Указанные положения, основанные на современном космохимическом материале, позволяют прийти к общему заключению о том, что происхождение Солнечной системы в первую очередь было связано с физико-химическими процессами в широком смысле слова. Эти процессы зависели от гелиоцентрического расстояния и степени охлаждения вещества в определенной зоне туманности.
В результате усилий довольно широкого круга исследователей на смену космогоническим гипотезам приходит новая теория, опирающаяся главным образом на данные космохимии и учитывающая физико-химические процессы при охлаждении первичной солнечной туманности, которые привели к химической неоднородности различных тел Солнечной системы,
Формирование химического состава Земли и планет определялось последовательной конденсацией элементов и их соединений в порядке, обратном их летучести, — из газовой системы приближенно солнечного состава: сперва тугоплавких, затем труднолетучих и наконец наиболее летучих элементов и их соединений. Температуры конденсации элементов и их соединений из газа солнечного состава при охлаждении ниже 2000 К были вычислены по уравнениям химической термодинамики Э. Андерсом, Дж. Ларимером, Л. Гроссманом, Дж. Льюисом и другими авторами. В широких пределах возможных давлений первыми выделяются капли железа при температуре 1500 К и ниже, затем силикаты магния (Mg2SiO4, MgSiO3), сульфиды (FeS). В конце, ниже 200 К, конденсируются такие вещества, как вода (лед) и ртуть. Результаты этих расчетов следует принимать как первое приближение к решению химической эволюции протопланетной туманности. В действительности в ней происходили сложные процессы взаимодействия между всеми химическими элементами таблицы Менделеева, а также между ранее выделившимися конденсатами и окружающей средой газовой фазы.
В самом общем виде можно себе представить, что образование планет совершалось в два этапа. Первый этап знаменовался охлаждением и конденсацией вещества газовой туманности. В связи с разной скоростью остывания в зависимости от гелиоцентрического расстояния туманность в отдельных зонах приобрела различный химический состав. Эта неоднородность увеличивалась под влиянием солнечных лучей, которые отбрасывали легкие газы в периферическую часть Солнечной системы, в область формирования гигантских планет. Второй этап — это процесс аккумуляции конденсированных частиц в протопланеты. Можно допустить, что оба этапа не были разделены сколько-нибудь значительным промежутком времени. Аккумуляция в определенных участках протопланетной туманности началась тогда, когда конденсация еще не завершилась.
Неясным еще остается вопрос о последовательности аккумуляции протопланетных частиц. Ряд геохимических и физических данных указывает скорее в пользу гетерогенной аккумуляции планеты, когда последовательность аккумуляции повторяла последовательность конденсации. В этом случае верхние горизонты первичной Земли оказались сложенными самыми последними конденсатами солнечной туманности. Центральная часть ядра Земли образовалась при аккумуляции металлического железа, которое покрылось затем конденсатами в виде смеси металла, силикатов и троилита. Позже всех на поверхность растущей Земли поступил материал, близкий по составу к углистым хондритам, обогащенный летучими и органическими веществами.
На последних стадиях остывания солнечной туманности происходило массовое образование органических соединений в области формирования планет земной группы, астероидного пояса и, вероятно, очень обширного пространства в целом, включая область формирования комет.
В связи с повышенной распространенностью водорода в первичной туманности возникали простейшие его соединения с углеродом и азотом. Поскольку наиболее стабильной формой углерода был СО, то по мере охлаждения солнечной туманности происходили следующие реакции:
В отдельных областях протопланетной туманности, очевидно в области формирования гигантских планет, куда давлением солнечной радиации были перенесены легкие молекулы, появлялись H2, CH4 NH3, Н2О. При сочетании этих компонентов могли совершаться реакции типа Миллера-Юри под влиянием ионизирующей радиации, что приводило к образованию многочисленных органических соединений. Однако роль солнечной радиации как ионизирующего фактора, по всей вероятности, была ничтожной. Зараженная пылью протопланетная туманность была непрозрачной для ультрафиолетового света.
Тем не менее можно утверждать, что в ранней Солнечной системе существовали мощные источники радиации, вызывающие фотохимические реакции. К ним относятся повсеместно рассеянные радиоактивные изотопы, находящиеся как в газовой, так и в твердых пылевых фазах первичной туманности. Современная радиоактивность материала Солнечной системы определяется главным образом наличием изотопов 232Th, 235U, 238U, 40К, которых 4,5 млрд лет назад было значительно больше, например 235U было почти в 80, а 40К в 10 раз больше, чем сейчас. Кроме того, в период формирования планет и родоначальных метеоритных тел, возникших в связи с завершением процессов ядерного синтеза, присутствовали сильно радиоактивные изотопы. Однако они вскоре вымерли, поскольку обладали периодом полураспада в пределах 1-100 млн лет. Некоторые из вымерших радиоактивных изотопов представлены в табл. 8.
Учитывая эти обстоятельства, нетрудно заключить, что сама естественная радиоактивность как наследство болев древней космической эпохи синтеза нуклидов в виде альфа-, бета- и гамма-излучений могла и должна была ионизировать окружающую среду, стимулируя многие химические реакции, в том числе синтез органических соединений. Таким образом, само веществе, законы сил, заложенных в атомах, включая свойства ядер и электронных оболочек, определили в исторической последовательности оптимальную обстановку для создания высокомолекулярных органических соединений.
