克魯克斯，W.

[拼音]：diqiu qiyuan

[外文]：origin of the Earth

地球物理學的基本課題之一，它探討地球的形成，即在什麼時候，由什麼物質，以什麼方式，經歷什麼過程才形成的。地球是太陽系的一員，它的起源和太陽系的起源基本是一個問題。不過由於人類定居在地球上，對它的瞭解比對其他星體的瞭解要詳細得多，因此研究地球起源問題，資料也最豐富。研究地球的起源不僅由於它的哲學意義，也由於地學中許多重要現象的根本原因都要到地球的形成過程中去尋求答案。例如：地球內部的構造和能源分佈，地震的成因，等等。

地球形成於幾十億年以前，初期的痕跡在地面上已很難找到了，以後的歷史面貌也極為殘缺不全。若想從現在的地球面貌往前一步一步地推出它的原始情況，困難極大。任何地球起源的假說都包含有待證明的假設。正由於此，不同的假說常常分歧很大。200多年來，地球起源的假說曾提出過幾十種。到了人造衛星時代，可直接探測的領域已擴充套件到行星際空間。這個問題的探索也進入到一個新的活躍階段。

早期的假說

主要分兩大派。一派認為太陽系是由一團旋轉的高溫氣體逐漸冷卻凝固而成的，稱為漸變派，以康德（I.Kant，1755）和P.S.拉普拉斯(1796)為代表。另一派認為太陽系是由 2個或 3個恆星發生碰撞或近距離吸引而產生的，稱為災變派。這派的代表最早是布豐(G.L.L.Buffon，1745)，以後是張伯倫(T.C.Chamberlin)和摩耳頓 (F.R.Moulton，1901)，還有金斯(J.H.Jeans，1916)Sir H.傑弗里斯(1918)等人。早期的地球起源假說主要是企圖解釋一些天文現象，如：

（1）軌道規律性行星的軌道都幾近圓形（冥王星例外），軌道平面和太陽赤道面很接近。相似的情況也存在於有規律的衛星系。

（2）兩類行星行星的性質明顯地分成兩類：內行星（水、金、地、火）的質量小、密度大、衛星少；外行星(木、土、天、海)的質量大、密度小、衛星多。冥王星處在太陽系的邊緣，有些性質是特殊的。

（3）角動量的分佈對太陽系來說，太陽的質量佔全系質量的99％以上，但它的角動量卻還不到全系的1％。以單位質量所具有的角動量而論，行星的比太陽的大得多。通過怎樣一種作用才能使一個原來大致均勻的統一體系變成這樣一個系統，是太陽系起源假說所必須回答的問題。

早期的兩派假說各有許多變種，但都不能全部滿意地解釋上述的觀測事實。如拉普拉斯的星雲假說認為太陽系起源於一團高溫、旋轉的氣體星雲，因冷卻而收縮，所以越轉越快。快到一定程度後，就由它的外緣丟擲一個物質環。星雲繼續收縮，以後又可丟擲一個物質環。如此繼續，以後這些物質環便都各自聚成行星。有規則的衛星系也是經過類似的過程形成的。這樣，太陽系軌道的規律性便得到自然的解釋。無論這樣形成的物質環能否聚成行星，但由計算表明，即使將所有行星現有的角動量都轉移到太陽上，太陽所增加的角動量也不足以使物質從它表面上丟擲去。另一方面，如果行星物質來自太陽，它們單位質量的角動量應當和太陽的差不多，但實際它們相差很大。

災變論者將一部分的角動量歸因於另外一個恆星，從而繞過了行星角動量過大的困難。在金斯和傑弗里斯的潮引假說中，他們設想有另外一個恆星從太陽旁邊掠過或發生邊緣碰撞，因而從太陽吸引出一股物質條帶，並同時給它一定的角動量。恆星掠過後，這個條帶分裂成若干塊，以後各自成為行星。因為太陽與恆星起初是互相接近，碰撞後又彼此分離，所以吸引出的條帶是兩頭小，中間大，並且它的物質是來自太陽的不同深處。這樣，這個假說似乎可以解釋太陽系的前兩個特點，不過衛星系的產生就很難再採用同樣的辦法了。但這個假說其實並未真正克服角動量的困難。計算表明，恆星所能給與物質條帶的角動量遠不能將它拋到太陽系的邊緣。即使這樣能產生行星，它們離太陽最遠也不超過幾個太陽半徑。此外，如果帶狀物質是從太陽內部引出來的，它的溫度可能不下於一千萬度。它將像大爆炸一樣，很快向太空散去，不可能聚成行星。

現代的認識

以前的假說都從太陽系的天文觀測開始，但對我們自己的地球卻未給予足夠的注意。其實地球上未嘗不能找到地球起源和演化的線索。地球物理觀測表明，地球有3大部分：地殼、地幔和地核。地核又分為兩層，外層是液體，核心是固體。地核的成分，主要是鐵，但含有少量的鎳。近年的觀測又發現鐵鎳地核的密度顯得太大些，而其中傳播的地震波速度又顯得太小。這就要求地核的成分還需包括10～20％的輕元素。大多數地球化學家認為這個輕元素是硫(S)，也許還有矽(Si)；也有少數人認為是氧(O)。

地球最外層的地殼平均厚度只有30～40公里，其下直到2900公里的深度是地幔。地殼厚度與地幔相比只是一層薄膜。一般認為地殼是由地幔物質經過化學分異而形成的。如果在地球的歷史中，地幔是由全部熔融的液體凝固而成的，則這種化學分異作用應當是很充分的。這樣，地殼就不應這樣薄。這表明地球從未處於完全熔融的狀態，只能是發生過區域性的熔化。還有一些其他的地球化學論據，都使人對地球由液態凝固而成的觀點產生疑問。

從40年代中期起，人們逐漸傾向於太陽系起源於低溫的觀點。他們認為行星不是由高溫氣體凝固而成的，而是由溫度不高（低於1000℃）的固體塵埃物質積聚而成的。積聚的早期溫度不高，但成星的後期或成星以後，由於引力能的釋放和放射性物質的衰變生熱，行星內部增溫，甚至可導致區域性物質的熔化。

地球上另一重要線索是隕石。隕石是來自地外空間的天體碎片，年齡和地球是同量級的，可能與地球同一來源。隕石有多種型別，最常見的一類叫做球粒隕石。它的化學成分，除了容易揮發的元素外，與太陽光球中的元素成分或地球的估計成分很接近，但也有幾種元素，與球粒隕石相比，地球上顯得奇缺。正是通過這種差異並與其他的內行星作比較，地球化學家對地球的形成機制和演化作出了重要的貢獻。

地球起源和早期演化的輪廓

這個問題現在還無一致的答案，原因是即使某些論據可以支援一種假說，但它們常不能排除其他的可能性，因此分歧就難予徹底消除。雖然如此，某些特徵還是共同接受的。以下給出一種地球起源模式的輪廓。

太陽星雲和星雲盤

約在50億年以前，銀河系中存在著一塊太陽星雲。它是怎樣形成的，現在尚無定論，不過對於研究地球的起源，不妨以它為出發點。

太陽星雲是一團塵、氣的混合物，形成時就有自轉。在它的引力收縮中，溫度和密度都逐漸增加，尤其在自轉軸附近更是如此。於是在星雲的中心部分便形成了原始的太陽。其餘的殘留部分圍繞著太陽形成一個包層。由於自轉，這個包層沿著太陽赤道方向漸漸擴充套件，形成一個星雲盤。星雲盤形成的具體物理過程現在還不很清楚，不過一箇中心天體外邊圍繞著一個盤狀物，這種形態在不同尺度的天文觀測中都是存在的，例如星系NGC 4594，恆星MWC 349和土星。

星雲盤的物質不是太陽丟擲來的，而是由原來的太陽星雲殘留下來的。因為行星上氫的兩個同位素 2H和1H的比值約為2×10-5，同在星際空間的一樣；但在太陽光球裡，這個比值小於3×10-7。這是因為在太陽內部發生著熱核反應，2H大部分消耗掉了。星雲盤是行星的物質來源，所以行星不是由太陽分出來的。

太陽星雲原含有不易揮發物質的顆粒，它們互相碰撞。如果相對速度不大，化學力和電磁力可以使它們附著在一起成為較大的顆粒，叫做星子，星子最大可達到幾釐米。在引力、離心力和摩擦力（可能還有電磁力）的作用下，星子如塵埃物質將向星雲盤的中間平面沉降，在那裡形成一個較薄、較密的塵層。因為顆粒的來源不同，塵層的化學成分是不均勻的，但有一個總的趨勢：隨著與太陽的距離增加，高溫凝結物與低溫凝結物的比值減小。塵層形成後，除在太陽附近外，溫度是不高的。

太陽帶有磁場，輻射著等離子體（見太陽風）和紅外線，不斷地造成大量的物質和角動量的流失。有些天文學家認為在太陽的發展過程中，曾經歷一個所謂“金牛座T”階段。這個階段的特徵是：高度變化快，自轉速度快，磁場和太陽風特別強烈等等。不過這個階段的存在是有爭議的。另一方面，由於磁場(或湍流)的作用，太陽的角動量也有一部分轉移給塵層，使它向外擴張。在擴張的過程中，不易揮發和較重的物質就落在後面。這就使塵層的成分在不同的太陽距離(即不同的溫度區域)處，大有不同，而反映在以後形成的行星的物質成分上。

行星

塵層是一個不穩定的系統。在太陽的引力作用下，很快瓦解成許多小塊的塵、氣團。按照薩夫龍諾夫（В.С.Сафронов，1972）的理論，這些塵、氣團由於自引力收縮，又積聚成小行星大小的第二代星子。由星雲盤產生塵層所需的時間比較短，但形成小行星大小的星子則約需104年。圖表示太陽星雲的演化過程。

星子繞太陽執行時常發生碰撞。碰撞時，有的撞碎，有的合併增長。當一個星子增長到半徑約幾百公里時，它的引力就足以干擾附近星子的執行軌道而使它們變形和傾斜。於是原來扁平的執行系統就變厚起來。同時，星子越大，它的引力增長也越快。在一個空間區域裡的最大星子很容易將它附近的較小星子吞併而積聚成一個行星的核心，最後將一定區域內的塵粒和星子基本掃光而形成行星。在塵層中，只有幾個星子能增長成為行星，其餘的都被吞併。現在的太陽系仍是扁平的。這是許多星子和塵埃物質積聚後的平均結果。

星雲盤總的成分包括 3類物質：氫和氦約佔總質量的98％；冰質物，主要是O、C、N、Cl、S的氫化物和Ne、Ar，約佔1.5％；石質物，主要是 Na、Mg、Al、Si、Ca、Fe、Ni的氧化物和金屬，約佔0.5％。隨著星雲盤中塵層密度的增大，太陽輻射的透明度降低。塵層形成後，按照薩夫龍諾夫的計算，溫度分佈如下：

考慮到太陽的光度可能突然增強過（金牛座T階段），估計那時地球區的溫度也不會超過300K。在內行星的區域，只有少量的冰質物可以凝固，成星的物質主要是石質物。在天王星和海王星的區域，冰質物和石質物都已凝固，行星的成分主要是冰質物。土星和木星的成分主要是氫和氦。可能它們的石質物和冰質物的核心已經大到可以有足夠的引力以使附近的塵層失穩，從而俘獲了大量的氫和氦（這只是一種設想）。在行星形成的過程中，易揮發的物質經歷了明顯的分餾作用。現在行星的質量只是星雲盤極小的一部分。

地球

地球形成時基本上是各種石質物的混合物，如果積聚過程持續107～108年，則短壽命放射性元素的衰變和固體顆粒動能的影響都不大。初始地球的平均溫度估計不超過1000℃，所以全部處於固態。形成後，由於長壽命放射性物質的衰變和引力位能的釋放，內部慢慢增溫，以致原始地球所含的鐵元素轉化成液態，某些鐵的氧化物也將還原。液態鐵由於密度大而流向地心，形成地核（這個過程何時開始，現在已否結束，意見頗有分歧）。由於重的物質向地心集中，釋放的位能可使地球的溫度升高約2000℃。這就促進了化學分異過程，由地幔中分出地殼。地殼岩石受到大氣和水的風化和侵蝕，產生了沉積和沉積岩，後者受到地下排出的氣體和溶液，以及溫、壓的作用發生了變質而形成了變質岩。這些岩石繼續受到以上各種作用，可能經受過多次輪迴的熔化和固結，先形成一個大陸的核心，以後增長成為大陸。

原始地球不可能保持大氣和海洋，它們都是次生的。海洋是地球內部增溫和分異的結果，但大氣形成的過程要更復雜。原生的大氣可能是還原性的。當綠色植物出現後，它們利用太陽輻射使水氣(H2O)和CO2發生光合作用，產生了有機物和自由氧。當氧的產生多於消耗時，自由氧才慢慢積累起來，在漫長的地質年代中，便形成了現在主要由氮和氧所組成的大氣。

幾個具體問題的討論

以上地球形成和演化的輪廓可以基本上解釋前述的天文以及地球物理觀測事實。又由於太陽系不是一個封閉的系統，發生過大量的物質及角動量的流失，以前的角動量分佈問題，現在已無重要的意義。但進一步分析也發現有些情況還需澄清，有些關鍵性的論據還有分歧的意見。以下簡述幾個仍在引人注意的問題。

地球的化學組成

地球岩石的化學成分和球粒隕石很相近，但也有顯著的差別，特別是地球上層的硫和鉀極為匱乏。為了解釋這個現象，林伍德（A.E.Ringwood，1966）採用第一類碳質球粒隕石作為內行星成分的模式，並假定地核是FeO在高溫下還原而形成的。這樣，鉀、硫及一些易揮發的物質就在這個過程中丟失了。但這個模式將產生極大量的大氣，無法處理掉。它也不能解釋水星的密度(平均5.42克/釐米3)和火星的高氧化狀態。地球上保留著H2O、N2、CO2，但揮發掉大量的鹼金屬的事實也是不易解釋的。還有一些其他的假說，例如利用不同型別隕石混合物，或不同假設條件下，行星物質的凝結物等作為行星積聚時的初始成分，也都帶有任意性，沒有足夠的說服力。

近年來測試技術有了很大的進展。對太陽光球、普通球粒隕石、碳質球粒隕石的重複測試結果，以及對全太陽系的元素丰度的估計，都表明它們的鉀和矽的原子數比值(K/Si)變化範圍不大，約在百萬分之三千二百到四千二百之間。如果地球的K/Si比值和太陽相近，則地球的含鉀量約為百萬分之六百五十至九百（質量），其中約有80～90％可能存在於地幔下部及地核中。值得注意的是：劉易斯（J.S.Lewis，1973）採用平衡－均勻的積聚模式作過仔細計算，得到的結果是：地球可能有一個Fe和FeS的核，並且它的K/Si比值和太陽的很相近。這表明地球的鉀和硫其實並不匱乏。地球物理的觀測表明地核中除鐵、鎳外，還須含有10～20％的輕元素。鉀原是親硫的元素，所以鉀和硫都存在於地核是可能的。同時，地核含鉀也有利於解釋地磁場起源於地核的能源問題（見地球內部的化學成分和礦物組成）。

地球積聚的模式

積聚的模式有均勻和不均勻兩類。均勻模式認為地球是由矽酸鹽、金屬和金屬氧化物固體顆粒的均勻混合物積聚而成的。這個混合物是經過複雜的物理和化學過程在積聚時或積聚之前就已經形成了。不均勻模式則認為積聚過程是按照星雲中物質凝固先後順序進行的，先凝固的先積聚。因此在地球生長過程中所積聚的物質是有變化的。經典的均勻積聚模式假定積聚的物質成分和球粒隕石很相近，積聚持續時間很長，約為 107～108年。這就使得引力位能由新形成的地面輻射掉許多，而短壽命的放射性元素的影響也已微弱。初始地球的平均溫度估計不超過1000℃，全部地球最初處於固態。這個模式雖可基本上解釋許多地球物理觀測事實，但遇到一些地球化學上的困難。按照這樣緩慢的過程，地球內部是應處於化學平衡的；但地幔中有些金屬的相對丰度似乎又比化學平衡時所應具有的丰度高得多。有些作者企圖對以上均勻模式做些修正，但迄今仍存在分歧。

不均勻積聚模式要求初始溫度高，太陽星雲的質量大，積聚過程的時間短（只需103～104年）。行星基本上應有化學分層的趨勢，愈先凝固的物質應處於地球愈深的地方，淺處的物質應比較易於揮發。但實際地球的情況並非如此。不均勻模式所遇到的困難比較多，而且是嚴重的。

行星積聚的時間

行星積聚所需的時間影響行星的成分、構造和內部能源，是一個重要的資料。但各家的估計相差甚遠，由103年到108年。瑞典天文學家H.阿爾文等人認為星子執行時可以形成一種激流，從而產生積聚。由這個前提出發，他計算出的積聚時間仍為108年。但對於這種激流的存在和它的機制，許多學者都持保留態度。

薩夫龍諾夫研究了由塵埃物質積聚成行星的全過程。他得到:由星子積聚成地球約需108年。他的工作是迄今最詳盡、最嚴謹的，但他的方法若用於天王星、海王星和火星時，所得結果卻不能令人滿意。其他一些著名學者如H.C.尤里、伯奇(F.Birch)和埃爾薩塞(W.M.Elsasser)等，也都傾向於長的時間尺度，即約108年。不均勻積聚模式的支持者，大都傾向於短時間尺度，即 103～105年。顯然，行星積聚過程的物理機制和條件現在還研究得很不夠，有待進一步探索。

太陽星雲的質量

這是一個重要的資料。有許多人對它做過估計。最簡單的方法是將現有行星和太陽的總質量補上它們丟失的質量，這樣得到的結果只是一個極粗略的下限。其他的估計方法也很粗略，但結果很不一致。總之，多數學者傾向於太陽星雲的質量約等於太陽現在的質量加上它的百分之幾。例如霍伊爾 (F.Hoyle)取Mn=(1+0.01)M⊙，M⊙是太陽的質量，Mn是星雲的質量。薩夫龍諾夫取Mn=(1+0.05～0.1)M⊙，沙茲曼(E.Schatzman)取 Mn=(1+0.1)M⊙，但卡梅倫（A.G.W.Cameron）和列文(Б.Ю.Левин)則取Mn=(1+2)M⊙。取大質量時，如何將多餘的質量在行星形成過程中去掉是一個困難。可以證明，若取小質量，則星雲演化為星雲盤時，溫度是不高的（低於0℃）；若取為太陽質量的3倍，則在內行星的區域，溫度將高達1000～2000℃。

參考書目

H.Reeves ed.， Symposium on the Origin of the Solar System， CNRS，Paris，1972.

S.F.Dermott ed.， The Origin of the Solar System，John Wiley & Sons，New York，1978.

E.A.Ringwood， Origin of the Earth and Moon， Springer-Verlag，New Yark，1979.

K.A.Goettel，Models for the Origin and Composition of the Earth，Geophysical Survey，No.2，pp.369～397，1976.