Характеристика строения земной коры, нижней и верхней мантии; понятие о литосфере и астеносфере, тектоносфере.

При изучении геодинамики (геотектоники, как её производной) очень важно знать химический состав нашей планеты, а также его изменения в процессе геологической истории, длящейся 4.6 млрд. лет. Для этого необходимо, хотя бы в общих чертах знать происхождение Вселенной, Галактики и Солнечной системы. На Земле невозможно найти породы с признаками её первоначального состояния, поэтому при восстановлении первичного состава Земли геологи обращаются к метеоритам, которые, как полагают, сохранились неизменными со времени возникновения Солнечной системы.

Но и состав Солнечной системы менялся в процессе её эволюции. Сейчас в ней (системе) содержится 83 различных химических элементов, причем 99.5% - гелий и водород.

Современная Земля состоит главным образом из кислорода и нелетучих элементов, (например Fe, Mg и Si), доля которых менее 0.1% от общего числа атомов Солнечной системы. Большинство элементов уже существовали до возникновения Солнечной системы, а значит, возникает вопрос о том, как и когда они образовались.

Происхождение Вселенной. «Большой взрыв» 15-20млрд. лет назад. К этому времени относится образование большинства химических элементов. (Большой взрыв экспериментально подтверждается регистрируемым реликтовым излучением, интенсивность которого сравнима с яркостью Млечного пути, если бы он занимал все небо.) После образования звезд в них происходили реакции термоядерного горения, в результате которых синтезировались элементы до Fe²⁶. Более тяжелые элементы до Bi⁸³ возникали в результате реакции захвата нейтронов. Процесс последовательного образования все более сложных и тяжелых элементов за счет термоядерного «горения» носит общее название нуклео синтези подразделяется на несколько стадий.

В результате термоядерной реакции внутренняя область звезды, лишенная водородного горючего, охлаждается и сжимается. Происходит коллапс «захлопывание» звезды с последующим взрывом, образованием Сверхновых звезд, которые затем взрываются, при этом создаются потоки быстрых нейтронов, необходимых для образования элементов тяжелее ²⁰⁹Bi⁸³.

Солнечная система образовалась из обычной туманности, или протосолнечного газопылевого облака с плотностью порядка 10^-20кг/м³. (Вселенная ср. плотность 10^-28кг/м³)

Близкий взрыв Сверхновой повлек за собой начало гравитационного сжатия (коллапса) протосолнечного облака с образованием в его центре Солнца – обыкновенной средней звезды с радиусом 696000км, состоящей примерно на 70% из водорода, на 28% из гелия и на 2% из остальных более тяжелых элементов. Доля тяжелых элементов выше, чем в среднем во Вселенной. Коллапс протосолнечного облака привел к последовательному отчленению от него серии колец примерно одинаковой массы, но располагающихся все теснее друг к другу по мере приближения к центральному ядру (Солнцу). Эти кольца соответствовали орбитам будущих планет и находились в экваториальной плоскости облака.

Внутри каждого газопылевого кольца твердые частицы постепенно отделялись от газа и собирались в локальные агрегации, так называемые планетезимали, имеющие размеры от 100м до 5км. яжелых элементов выше чем в среднем во Вселенной. 28% из гелия и на 2% из остальных более тяжелых элементов. Столкновения наиболее крупных из них привело к образованию «зародышей» современных планет Солнечной системы. Причем оставшиеся планетезимали бомбардировали поверхность растущих планет, убыстряя или замедляя их вращение, а также создавая различные наклоны осей вращения планет по отношению к плоскости их орбит.

Принципиально важно, что уже на стадии превращения протосолнечного газопылевого облака в Солнечную систему в нем происходила дифференциация элементов по массе и электрическому заряду. Главную роль в этом сыграли центробежные силы, возникающие за счет вращения облака, а также электромагнитное излучение Солнца («солнечный ветер»). Поэтому к началу образования планет Солнечная туманность уже оказалась существенно дифференцированной по хим. составу: легкие и летучие элементы были вынесены на периферию, а тяжелые элементы, наоборот, скопились вблизи центральной планеты.

В настоящее время большинство исследователей склоняются к тому, что аккреция Земли и других планет земной группы была гомогенной (однородной) и холодной, с последующим разогревом и расслоением.