20.3. ДИФФЕРЕНЦИАЦИЯ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА ДО И ПОСЛЕ АККРЕЦИИ ТЕЛ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

Обычно считается, что Солнечная система образовалась при размещении газа и, возможно, твердой пыли в некоторой специфической конфигурации в пространстве и времени. Независимо от предполагаемых деталей этой конфигурации и состояния в ней компонент вещества представляется весьма маловероятным, чтобы такое размещение, вызывающее (по определению) выделение огромного количества энергии, происходило без эффектов химического разделения (см. разд. 21.11, 21.12). Также невероятно, чтобы последующая тепловая эволюция каждой размещенной порции вещества происходила без некоторого химического разделения компонент. Следовательно, твердые конденсаты, образовавшиеся в Солнечной системе в различных областях и в разное время и явившиеся исходным материалом для сформировавшихся впоследствии тел, вероятно, отличались друг от друга по химическому составу.

Если бы можно было точно определить различия в химическом составе между телами, находящимися в известных и значительно отдаленных друг от друга областях Солнечной системы, планетами, спутниками, кометами и Солнцем, то это позволило бы подробно исследовать эффекты процессов фракционирования, действовавших в гетегонную эру. Однако прямых химических измерений объемного состава крупных небесных тел не существует. В ходе аккреции и последующей тепловой эволюции все такие тела должны становиться слоистыми, и мы не в состоянии получить пробу глубже тонкого внешнего слоя. Мы знаем определенно, что даже в таком малом теле, как Луна, произошло основательное изменение состава исходного материала, из которого она образовалась в результате аккреции. Рассмотрение аккреционного нагрева в зависимости от конечной скорости исходных частиц при столкновении наводит на мысль о том, что влияние теплового фронта аккреции могло быть значительным Для тел размерами более нескольких

сотен километров (см. разд. 12.12). Следовательно, даже поверхности самых больших астероидов не могут отражать объемного состава этих тел. По той же причине мы не имеем определенных сведений о химическом составе глубоких недр любой планеты, даже нашей собственной (разд. 20.4.1, 20.5.1).

С другой стороны, тела размерами в десятки километров и меньше, вероятно, не должны были подвергаться аккреционной и послеаккреционной дифференциации подобного типа, и, отбирая пробы с их поверхностей, возможно определить их объемный состав. Малые астероиды, кометы и вещество, захваченное в точках Лагранжа больших планет (например, Троянцы относительно Юпитера), являются возможными источниками таких проб. Метеориты по всей вероятности, представляют собой образцы таких малых тел.