Таким образом, мы должны допускать, что твердые внутренние планеты (Меркурий, Венера, Земля, Марс) в ходе набора массы были хотя бы однажды расплавленными в подавляющем своем объеме [3; 4], а их составные компоненты (минералы) приобретали возможность отделяться друг от друга в соответствии с температурой их плавления и с их плотностью. «Тяжелые» вещества опускаются внутрь, создавая внутренние ядра, а «легкие» поднимаются к поверхности, создавая «земные» коры. Этот процесс гравитационной дифференциации играет главную роль в ранней истории Земли и других земных планет. В дальнейшем, уже за временными пределами этого этапа, Земля достигла значительно большей внутренней стратификации, разделения на большее количество слоев (чем просто легкая кора, тяжелое ядро и расположенная между ними мантия); мантия становится самой мощной и массивной сферой, способной к дальнейшей дифференциации в соответствии с химическими характеристиками и плотностью составных компонентов.
Для тектонического стиля ранней горячей Земли были характерны «стада» мелких коровых плит, возможно, объединенных в единую плиту (литосфера еще не сформировалась), плюмовая тектоника, обдукция (торошение плит), сагдукция, тессерообразование, формирование зачатков сиалической коры [2; 4].
О составе первичной атмосферы можно судить, исходя из вещества газопылевого дискообразного облака, в котором выделяются три группы компонентов [2; 6]: 1) газовая водородно-гелиевая компонента, в которую, кроме водорода и гелия, входят Ne, N2, CO; 2) ледяная компонента – Л, основные ее составляющие: H2O, CH4, NH3; 3) твердая компонента – Т, в которую входят самородные элементы (железо, никель), сульфиды железа, а также SiO2, MgO, FeO, Al2O3, CaO, которые образовывали (вместе с Fe и Ni) различные силикаты и алюмосиликаты в виде пыли. Две последние группы образовывали пылевой конденсат, в состав которого входили и сложные органические соединения: спирты, кислоты, формальдегиды (всего до сотни органических соединений). До начала активной эволюции Солнца все три группы компонентов образовывали однородную смесь, однако в дальнейшем вещество испытало резкую дифференциацию [2; 4]: в зоне будущих земных планет сконцентрировалась преимущественно третья группа компонентов, в зоне планет-гигантов – вторая, а за нептуновым пространством – третья. Таким образом, первичная атмосфера Земли могла состоять из неизгнанных (реликтов, остатков) компонентов первой и второй групп (H2, He и другие инертные газы, H2O, CH4, NH3), это так называемые истинно летучие [1]. К ним могли присоединяться в каком-то объеме относительно летучие (S, Cl, F, некоторые металлы: Zn, Cd, Hg, Te); обычные петрогенные элементы (Na, K, Fe, Si и др.); в специфических условиях «горячей» Земли и ударно-взрывных процессах они могли приобретать свойства летучих. Гидросфера в традиционном понимании как жидкая фаза воды на раннем этапе Земли отсутствовала, она существовала в виде пара в составе первичной атмосферы Земли.
Этап 2-й: 4, 45–4, 35 млрд лет – этап заметно охлажденной, но относительно теплой Земли.
Обоснование нижней границы этапа сделано группой американских ученых, выполнивших уникальное исследование по выяснению температурных условий во внешних геосферах Земли у рубежа 4, 45 млрд лет и после него [3]. Сравнительный анализ данных по изотопии кислорода по цирконам местечка Джек Хиллс (Западная Австралия) из гранитных пород континентальной коры (возраст 4, 404 млрд лет) и цирконов из однотипных пород других континентов с возрастом 4, 40– 2, 60 млрд лет показал постоянство δ18О на протяжении всего этого времени, что позволило говорить об однотипности магматических процессов и протолитов и об активном участии в этих процессах воды гидросферы. В результате был сде-В. И. Сиротин ВЕСТНИК ВГУ, СЕРИЯ: ГЕОЛОГИЯ, 2010, № 2, ИЮЛЬ–ДЕКАБРЬ 35 Доархейская и архейская история Земли: этапы, геодинамика и зарождение литогенеза лан вывод о «холодной ранней Земле», причем сам термин означает лишь качественный переход от «горячей Земли» к заметно охлажденной с температурой поверхности выше 0 оС, но не выше 200 °С, скорее всего много ниже, что и позволяло значительным объемам выделившейся воды, соизмеримым с объемом современной гидросферы, находиться в жидкой фазе. Для обоснования верхней границы этапа необходимо воспользоваться данными о возрасте пород поверхности Луны.