Условия эволюции

Вместе с тем, Г. Аррениус и X. Альвен, рассматривая условия эволюции протопланетного вещества на основе своих исследований, полагают, что процесс его конденсации мог начаться непосредственно из плазменного состояния облака, находившегося при Т = 104 К и давлении менее 1СГ2 Па, и протекал в неравновесных условиях. В этом случае тугоплавкие элементы и соединения конденсируются при Рх = 10 Па и Т = 1250 К Элементы, которыми обычно обеднены хондриты, конденсируются в интервале температур 1300-600 К, гидросиликаты — при Т < 350 К, а СН4, NH3, Н20 и гидратированный метан — при Т < 200 К.

Авторы отмечают, что температура отвердения вещества могла быть значительно ниже температуры окружающего газа, поскольку вещество метеоритов, по данным наблюдений, на первой стадии конденсации не было дифференцировано и, следовательно, образовалось в предельно неравновесных температурных условиях с окружающим газом.

Экспериментальные наблюдения и выводы об условиях конденсации и химического фракционирования протопланетного вещества в метеоритах, а также непосредственные космохимические наблюдения при исследовании Луны и планет приводят к постепенному пересмотру существовавших ранее представлений о природе химической дифференциации вещества в планетах.

Анализируя возможные пути формирования Земли с позиции своей двухкомпонентной модели, Лаример и Андерс заключают, что, если исходить из предложенной гипотезы, то высокотемпературная составляющая могла образовать ядро планеты при Т > 1159 К. Низкотемпературная фракция должна при этом составить не более 10 % вещества. Учитывая фактическую распространенность Bi, In и Т1 в земной коре, а также возможно большее первоначальное давление газа и более высокую температуру на расстоянии 1 а. е. от Солнца, температуру образования верхней оболочки планеты можно принять меньше или равной 400 К.