No planetesimālām līdz proto-Zemei un sadalījumam kodolā, mantijā un garozā
1. Kā no putekļiem veidojas akmeņaina planēta
Vairāk nekā pirms 4,5 miljardiem gadu veidojošo proto-Sauli ieskāva protoplanētu disks – gāzu un putekļu mākonis, kas palicis pēc miglāja, no kura veidojās Saules sistēma, sabrukuma. Šajā diskā neskaitāmas planetesimālas (dažu desmitu kilometru lieluma akmeņaini/ledaini ķermeņi) sadūrās un apvienojoties pakāpeniski izveidoja terestriālās (akmeņainās) planētas Saules sistēmas iekšējā daļā. Ceļš, ko gāja Zeme – no izkliedētām cietām daļiņām līdz slāņainai, dinamiskai pasaulei – nebija mierīgs, to traucēja milzīgi triecieni un intensīva iekšēja karsēšana.
Mūsu planētas slāņainā uzbūve – dzelzi bagāts kodols, silikātu mantija un plāna, cieta garoza – atspoguļo diferenciācijas procesu, kad Zemes vielas atdalījās pēc blīvuma daļējas vai pilnīgas izkūšanas laikā. Katrs slānis veidojās ilgā kosmisko triecienu, magmas atdalīšanās un ķīmiskās sadalīšanās ķēdē. Izprotot agrīno Zemes evolūciju, iegūstam svarīgas atziņas par kopējo akmeņaino planētu veidošanos un par to, kā rodas būtiski faktori, piemēram, magnētiskais lauks, tektoniskās plātnes vai gaistošo vielu krājumi.
2. Pamatbloki: planetesimāļi un embrioni
2.1 Planetesimāļu veidošanās
Planetesimāļi – „pamatbloki“ akmeņainām planētām saskaņā ar kodola akrecijas (core accretion) modeli. Sākumā diska iekšienē esošās mikroskopiskās putekļu daļiņas saplūda mm–cm lielās drupačās. Tomēr „metriskā izmēra barjera“ (radiālais dreifs, iziršana) traucēja lēnai izaugsmei. Mūsdienu piedāvātie risinājumi, piemēram, streaming instability, rāda, ka putekļi var koncentrēties lokālos pārpalikumos un strauji sabrukt gravitācijas ietekmē, tā veidojot kilometra vai lielākas planetesimāles [1], [2].
2.2 Agrās sadursmes un protoplanētas
Planetesimām palielinoties, gravitācijas straujā izaugsme (runaway growth) radīja lielākus ķermeņus – protoplanētas, parasti desmitu vai simtu kilometru mērogā. Iekšējā Saules sistēmā tās bija galvenokārt akmeņainas/metāla sakausējumu, jo augstākas temperatūras dēļ tur bija maz ledus. Dažu miljonu gadu laikā šīs protoplanētas saplūda vai izklīda viena no otras, beigu beigās saplūstot vienā vai vairākās lielās planētu daļās. Uzskata, ka Zemes embrionālā masa radās no daudziem protoplanētām, katrai ar savu izotopu parakstu un elementu sastāvu.
2.3 Ķīmiskās norādes no meteorītiem
Meteorīti, īpaši hondriti, ir saglabājušies planetesimāļu fragmenti. To ķīmija un izotopu raksturs liecina par agru Saules miglāja elementāro izvietojumu. Nehondritiskie meteorīti no diferencētiem asteroīdiem vai protoplanētām rāda daļēju izkausēšanos un metāla-silikāta atdalīšanos, līdzīgi kā Zemei bija jāiziet lielākā mērogā [3]. Salīdzinot Zemes kopējo sastāvu (pieņemto no mantijas iežiem un vidējās garozas materiāla) ar meteorītiem, zinātnieki nosaka, kādas primārās izejvielas veidoja mūsu planētu.
3. Akrecijas ilgums un agrā uzkaršana
3.1 Zemes veidošanās temps
Akrecijas process uz Zemes notika desmitiem miljonu gadu, no sakotnējā planetesimāļu sadursmes līdz galīgajam lielajam triecienam (~30–100 milj. gadu pēc Saules veidošanās). Hf–W izotopu hronometrija rāda, ka Zemes kodols veidojās aptuveni pirmajos ~30 milj. gados pēc Saules sistēmas sākuma, liecinot par agru būtisku iekšēju uzkaršanu, kas ļāva dzelzim atdalīties centrālajā kodolā [4], [5]. Šis temps atbilst arī citu terestrisko planētu veidošanās ātrumam, katrai ar savu sadursmju vēsturi.
3.2 Sildīšanas avoti
Daži faktori izraisīja Zemes iekšējās temperatūras paaugstināšanos līdz pietiekamam kušanai:
- Sadursmju kinētiskā enerģija: Lielas ātruma sadursmes pārvērš gravitācijas enerģiju siltumā.
- Radioaktīvais sadalījums: Īslaicīgie radionuklīdi (piem., 26Al, 60Fe) nodrošināja intensīvu, bet īslaicīgu sasilšanu, bet ilgāk dzīvojošie (40K, 235,238U, 232Th) joprojām silda miljardiem gadu.
- Kodola veidošanās: Dzelzs migrācija uz centru atbrīvoja gravitācijas enerģiju, vēl vairāk paaugstinot temperatūru un radot “magmas okeāna” fāzi.
Šajās kušanas fāzēs Zemes iekšienē blīvāks metāls atdalījās no silikātiem – tas ir būtisks diferenciācijas solis.
4. Lielā sadursme un vēlā akrecija
4.1 Mēness veidošanās sadursme
Lielā sadursmes hipotēze apgalvo, ka Marsa izmēra protoplanēta (Theia) vēlākā akrecijas posmā (~30–50 milj. gadu pēc pirmo cieto daļiņu) triecās pret protozemi. Šī sadursme izsvieda izkusušu un iztvaikotu Zemes mantijas materiālu, radot daļiņu disku ap Zemi. Laika gaitā šī diska materiāls sakoncentrējās Mēnesī. To pamato:
- Vienādi skābekļa izotopi: Mēness ieži ir ļoti līdzīgi Zemes mantijas izotopu parakstam, atšķirībā no daudziem hondritiskajiem meteoriītiem.
- Liels leņķiskais impulss: Zemes–Mēness sistēmai ir ievērojama kopējā rotācija, kas saskan ar enerģisku slīpu sadursmi.
- Mēness gaistošo elementu trūkums: Sadursme varēja iztvaicēt vieglākos savienojumus, atstājot Mēnesi ar noteiktām ķīmiskām atšķirībām [6], [7].
4.2 Vēlā slāņa un gaistošo vielu piegāde
Pēc Mēness veidošanās Zemei, visticamāk, vēl sasniedza neliels daudzums materiāla no atlikušajiem planetesimāliem – vēlā papildināšana (Late Veneer). Tas varēja papildināt mantiju ar dažiem siderofīlajiem (metālus mīlošajiem) elementiem un cēlmetāliem. Tāpat daļa Zemes ūdens varēja nonākt caur šādām pēcsitienu sadursmēm, lai gan liela daļa ūdens, visticamāk, saglabājās vai tika piegādāta agrāk.
5. Diferenciācija: kodols, mantija un garoza
5.1 Metāla un silikāta atdalīšana
Kušanas fāzēs, ko bieži sauc par "magmas okeāna" periodiem, dzelzs sakausējumi (ar niķeli un citiem metāliem) nogrima Zemes centrā gravitējot, veidojot kodolu. Tikmēr vieglākie silikāti palika augšpusē. Galvenie uzsvari:
- Kodola veidošanās: Varēja notikt pakāpēs, katrs lielāks trieciens veicināja metāla atdalīšanos.
- Ķīmiskais līdzsvars: Metāla un silikāta mijiedarbība augstā spiedienā noteica elementu sadalījumu (piemēram, siderofīlie elementi pārgāja kodolā).
- Laiks: Izotopu sistēmas (Hf–W u.c.) rāda, ka kodols tika pabeigts veidot aptuveni 30 milj. gadu laikā no sistēmas sākuma.
5.2 Mantija
Biezā mantija, kas sastāv no silikātu minerāliem (olivīna, piroksēniem, dziļāk granātiem), ir lielākais Zemes slānis pēc tilpuma. Pēc kodola veidošanās tā, iespējams, daļēji kristalizējās no globālā vai reģionālā magmatiska okeāna. Laika gaitā konvekcija veidoja dažas kompozīcijas nogulsnes (piemēram, iespējamu divslāņu mantijas sadalījumu agrīnajā periodā), bet galu galā sajaucās plātņu tektonikas un karsto plūsmu cirkulācijas dēļ.
5.3 Garozas veidošanās
Kad ārējais magmatiskais okeāns atdzisa, izveidojās agrīnā Zemes garoza:
- Sākotnējā garoza: Visticamāk bazaltiska struktūra, kas veidojās tieši no magmatiska okeāna kristalizācijas. Tā varēja tikt daudzkārt pārstrādāta triecienu vai agrīnās tektonikas dēļ.
- Hadēja un Arhēja garoza: No tā laika (~4,0 miljardiem gadu) saglabājušies tikai nelieli fragmenti, piemēram, Akastas gnajs (~4,0 mlrd. g.) vai Džeka kalnu cirkoni (~4,4 mlrd. g.), kas sniedz norādes par agrīnajiem garozas apstākļiem.
- Kontinentālā vs. okeāna garoza: Vēlāk uz Zemes izveidojās stabila kontinentālā garoza (vairāk “felsiska”, vieglāka), kas biezinājās laika gaitā – tas ir ļoti svarīgi turpmākajai plātņu tektonikai. Tikmēr okeāna garoza, kas izaugusi vidusokeāna mugurās, ir “mafiskas” ķīmiskās īpašības, ātri pārstrādājas subdukcijas procesos.
Hadēja eona periodā Zemes virsma joprojām bija aktīva – triecienu lavīna, vulkanisms, veidojās pirmie okeāni – taču no šī haosa jau radās stabila slāņaina ģeoloģija.
6. Plātņu tektonikas un magnētiskā lauka nozīme
6.1 Plātņu tektonika
Dzelzs atdalīšanās un silikātu uzplaukums, kā arī ievērojama siltuma enerģija pēc sadursmēm uzturēja mantijas konvekciju. Dažu miljardu gadu laikā Zemes garoza sadalījās tektoniskajās plātnēs, kas slīd uz mantijas. Tie ir:
- Pārstrādā garozu mantijā, regulējot atmosfēras gāzes (vulkanisms un erozija).
- Veido kontinentus caur orogēniskajiem procesiem un daļēju mantijas kušanu.
- Veido unikālu Zemes "klimata termostatu" caur karbonātu-silikātu ciklu.
Neviena cita Saules sistēmas planēta nerāda tādu plātņu tektoniku, tāpēc ir acīmredzams, ka Zemes masa, ūdens daudzums un iekšējā siltuma enerģija šeit ir īpaši nozīmīgi.
6.2 Magnētiskā lauka veidošanās
Kad izveidojās dzelzs bagātais kodols, tā ārējais šķidrais dzelzs slānis sāka griezties un radās dynamo darbība, kas veido pasaules magnētisko lauku. Šī ģeodinamo sistēma aizsargā Zemes virsmu no kosmiskajām un Saules vēja daļiņām, neļaujot atmosfērai izplūst. Bez agrīnas metālu un silikātu diferenciācijas Zeme, visticamāk, nebūtu ieguvusi stabilu magnetosfēru un varētu būt zaudējusi ūdeni un citas viegli iztvaikojošas vielas – tas vēlreiz uzsver šādas sākotnējas atdalīšanas nozīmi Zemes dzīvotspējai.
7. Norādes no senākajiem iežiem un cirkoniem
7.1 Hadēja laikmets
Tiešās hadējiskās garozas ieži (4,56–4,0 miljardu gadu) ir ļoti reti – lielākā daļa iznīcināta subdukcijas vai agrīno triecienu dēļ. Tomēr cirkona minerāli jaunās nogulumu kārtās rāda U-Pb vecumu līdz ~4,4 miljardiem gadu, liecinot, ka kontinentālā garoza, salīdzinoši vēss virsmas slānis un, visticamāk, šķidrs ūdens pastāvēja jau tad. To skābekļa izotopi rāda ūdens ietekmes pēdas, tātad hidrosfēra pastāvēja agri.
7.2 Arheja terrāni
Aptuveni pirms ~3,5–4,0 miljardiem gadu sākas Arheja eons – saglabājušies labāk saglabājušies zaļie šīļi un kratoni (3,6–3,0 miljardi gadu). Šie reģioni rāda, ka, lai gan daļa agrīnas “plātnes” aktivitātes jau varēja darboties, pastāvēja stabilas litosfēras bloki, ļaujot attīstīt citu Zemes mantijas un garozas evolūciju pēc galvenās akrecijas.
8. Salīdzinājumi ar citiem planētu ķermeņiem
8.1 Venēra un Mars
Venēra droši vien piedzīvoja līdzīgus agrīnus posmus (kodolrašanās, bazalta garoza), bet atšķirīgi vides apstākļi (nekontrolēta siltumnīca, nav liela Mēness, maz ūdens) noveda pie pilnīgi cita likteņa. Tikmēr Mars varbūt akrecijas gaitā veidojās agrāk vai no citām vielām, kļūstot mazāks, vājāk atbalstot ģeoloģisko un magnētisko aktivitāti. Šīs atšķirības no Zemes slāņošanās ļauj saprast, kā nelieli masas, ķīmiskā sastāva vai milzu planētu ārējās ietekmes izmaiņas nosaka planētas likteni.
8.2 Mēness veidošanās – atbilžu avots
Mēness sastāvs (neliels dzelzs kodols, izotopu līdzība ar Zemes mantiju) apstiprina lielā trieciena scenāriju kā pēdējo Zemes veidošanās posmu. Tiešas analoģiskas vēstures citiem iekšējiem ķermeņiem neredzam, lai gan Marsa nelielie “noķertie” pavadoņi vai Plutona–Charona sistēma piedāvā citas interesantas paralēles.
8.3 Eksoplanētu skatījums
Tiešsaistē novērot eksoplanētu slāņošanās procesus pagaidām nav iespējams, taču tiek uzskatīts, ka līdzīgi likumi tur darbojas. Novērojot superzemju blīvumu vai atmosfēras sastāvu, var izdarīt pieņēmumus par to diferenciācijas stāvokli. Dažu planētu ar lielu dzelzs daudzumu rašanās var liecināt par spēcīgākiem triecieniem vai citādu miglas sastāvu, bet citas, kas palikušas nediferencētas, var nozīmēt mazāku masu vai vājāku sasilšanu.
9. Nesaskaņas un nākotnes virzieni
9.1 Laiks un mehānismi
Precīzāks Zemes akrecijas laika grafiks – īpaši lielā trieciena brīdis – un cik daļēja izkusušana notika katrā posmā, joprojām ir diskusiju tēma. Hf–W hronometrija nosaka vispārējās robežas, bet to detalizēšana, izmantojot jaunākas izotopu tehnoloģijas vai labāku metāla-silikāta pārdales modeli, ir svarīga.
9.2 Gaistošās vielas un ūdens
Vai Zemes ūdens galvenokārt nāca no vietējiem ūdeni saturošiem planetesimāliem vai no vēlākajiem komētu/asteroīdu avotiem? Vietējās ievietošanas pret vēlāku piegādi attiecība ietekmē pirmatnējo okeānu veidošanos. Izotopu pētījumi (piemēram, HDO/H2O attiecība komētās, Zemes mantijā (piemēram, ksenona izotopi)) palīdz arvien vairāk sašaurināt iespējamos scenārijus.
9.3 Magma okeāna dziļums un ilgums
Joprojām tiek diskutēts, kāda līmeņa un cik ilgi ilga Zemes primārie magma okeāna posmi. Daži modeļi runā par atkārtotu izkusušanu lielo triecienu laikā. Galīgais lielais trieciens varēja radīt globālu magma okeānu, pēc kura tvaiku atmosfērā veidojās tvaiku slānis. Novērojot eksoplanētu "lavas pasaules" ar jaunās paaudzes IR teleskopiem, iespējams, izdosies apstiprināt vai noliegt šīs hipotēzes arī citur.
10. Secinājums
Zemes akrecija un diferenciācija – tas ir ceļš no putekļu un planetesimālu krājuma līdz slāņainai, dinamiskai planētai – ir pamatfenomens, kas noteica visu turpmāko Zemes attīstību: no Mēness rašanās līdz tektonisko plātņu kustībai, globālajam magnētiskajam laukam un stabilai virsmas videi dzīvībai. Izpētot ģeohīmiskos iežu, izotopu, meteoritisko un astrofizikas modeļu analīzi, mēs atjaunojam, kā daudzi sadursmes, izkusušanas epizodi un ķīmiskā sadalīšanās veidoja Zemes slāņaino iekšpusi. Katrs no šiem spēcīgajiem dzimšanas posmiem atstāja planētu piemērotu pastāvīgiem okeāniem, stabilai klimata kontrolei un, galu galā, dzīvotspējīgām ekosistēmām.
Skatoties nākotnē, jauni dati no paraugu atgriešanas misijām (piemēram, OSIRIS-REx no Bennu vai iespējamajiem nākotnes Mēness tālās puses pētījumiem) un uzlabotā izotopu hronometrija vēl precīzāk noteiks agrīno Zemes vēstures grafiku. Apvienojot to ar progresīvām HPC simulācijām, atklāsies sīkākas detaļas: kā dzelzs pilieni grimst, veidojot kodolu, kā lielais trieciens radīja Mēnesi, un kā un kad parādījās ūdens un citas gaistošas vielas, pirms vēl bija sākusies dzīvības plaukšana. Paplašinoties eksoplanētu novērojumiem, Zemes "savākšanas" vēsture kļūst par būtisku paraugu, lai saprastu, kāda likteņa gaida citas līdzīgas klinšu pasaules visā Visumā.