행성 분화

Planetary differentiation
분화된 행성인 지구의 층은
이 그림은 운석 내 원소 간의 차이를 보여준다.

행성 과학에서, 행성 분화는 행성체의 물리적 또는 화학적 행동의 결과로 행성체 내의 다른 구성 요소들을 분리하는 과정이다.행성 분화의 과정은 방사성 동위원소 붕괴와 행성 부착의 열과 함께 부분 용융에 의해 매개된다.행성 분화는 행성, 왜행성, 소행성 4 베스타, 그리고 자연 위성에서 일어났다.

물리적인 차별화

중력 분리

고밀도 재료는 가벼운 재료를 통해 가라앉는 경향이 있습니다.이러한 경향은 상대적인 구조 강도의 영향을 받지만, 이러한 강도는 두 재료가 모두 플라스틱이거나 용해된 온도에서 감소합니다.철은 매우 밀도가 높은 용융 금속상을 형성할 가능성이 있는 가장 일반적인 원소이며, 행성 내부로 모이는 경향이 있습니다.이를 통해 많은 친철성 요소(즉, 철과 쉽게 합금되는 재료)도 아래로 이동합니다.그러나 일부 칼코필성 중원소가 저밀도 규산염 및 산화물 화합물에 결합하기 때문에 모든 중원소가 이러한 전환을 하는 것은 아닙니다.

고체 지구에서는 철이 풍부한 금속핵, 마그네슘 규산염이 풍부한 맨틀, 알루미늄, 나트륨, 칼슘 및 칼륨으로 구성된 비교적 얇고 가벼운 지각이 주요 구성 요소로 구분됩니다.더 가벼운 것은 수분이 많은 액체 수구와 가스가 많고 질소가 풍부한 대기입니다.

가벼운 재료는 밀도가 높은 재료를 통해 상승하는 경향이 있습니다.사장석 같은 가벼운 광물이 떠오를 것이다.그들은 그렇게 할 때 디아피르라고 불리는 돔 모양의 형태를 취할 수 있다.지구에서, 소금 돔은 주변의 바위를 통해 솟아오르는 지각의 소금 덩어리입니다.화강암과 같은 녹은 저밀도 규산염 암석의 디아피르는 지구 상층 지각에 풍부하다.섭입대에서 맨틀 물질의 변화에 의해 형성되는 수화, 저밀도 스펜서나이트는 디아피르로서 표면으로 떠오를 수도 있다.다른 물질들도 마찬가지입니다. 진흙 화산이 저온의 지표면 부근의 예를 제시합니다.

화학적 분화

벌크 재료는 밀도에 따라 외향 또는 내향으로 구분되지만, 화학적으로 결합되어 있는 원소는 화학적 친화성에 따라 구분되며, 이와 관련된 보다 풍부한 재료에 의해 "운반"됩니다.예를 들어, 희귀 원소 우라늄은 순수한 원소로 매우 밀도가 높지만, 고밀도 금속 [1]핵보다 가볍고 규산염이 풍부한 지각에서 미량 원소로서 화학적으로 더 적합하다.

난방

태양이 태양 성운에서 점화되었을 때, 수소, 헬륨, 그리고 다른 휘발성 물질들은 태양 주변 지역에서 증발되었다.태양풍과 방사선 압력으로 인해 이 저밀도 물질들은 태양으로부터 멀어지게 되었다.바위와 바위를 구성하는 요소들은 초기 [2]대기를 제거했지만, 그 자체는 남아서 원시행성으로 축적되었다.

원시행성은 초기에 방사성 원소의 농도가 높았으며, 방사성 붕괴로 인해 방사성 원소의 양은 시간이 지남에 따라 감소했다.예를 들어 하프늄-텅스텐 시스템은 두 개의 불안정한 동위원소의 붕괴를 나타내며 강착 연대표를 형성할 수 있다.방사능, 충격 및 중력 압력으로 인한 가열은 원시 행성들이 행성으로 성장하면서 일부분을 녹였습니다.녹은 구역에서는 밀도가 높은 물질이 중심을 향해 가라앉는 반면 가벼운 물질은 표면으로 떠오를 수 있었다.일부 운석(천문)의 구성은 운석의 모체인 일부 소행성(예: 베스타)에서도 분화가 발생했음을 보여준다.단수명 방사성 동위원소 Al이 주요 [3]열원일 것이다.

원시 행성이 더 많은 물질을 축적하면 충격 에너지가 국부적 난방을 일으킨다.이 일시적인 가열에 더하여, 충분히 큰 물체의 중력은 물질의 일부를 녹이기에 충분한 압력과 온도를 생성한다.이를 통해 화학 반응과 밀도 차이가 혼합 [4]및 분리되고 부드러운 물질이 표면 위로 퍼질 수 있습니다.또 다른 외부 열원은 조력 가열입니다.

지구에서, 녹은 철의 큰 조각은 대륙 지각 물질보다 충분히 밀도가 높아 지각에서 [3]맨틀까지 내려갈 수 있습니다.

태양계 바깥쪽에서도 비슷한 과정이 일어날 수 있지만 가벼운 물질로 메탄, 액체나 얼음으로 된 물 또는 냉동 [5]이산화탄소 같은 탄화수소일 수 있습니다.

부분 용해 및 결정화

지구의 마그마는 맨틀에서 암석의 부분적인 융해에 의해 생성된다.용융은 주요 광물에서 안정적이지 않은 "불호환 요소"의 대부분을 그 원천에서 추출합니다.마그마가 특정 깊이 이상으로 떠오르면 용해된 광물이 특정 압력과 온도에서 결정화되기 시작합니다.그 결과 발생하는 고형물은 용융에서 다양한 원소를 제거하며, 따라서 용융된 원소가 고갈됩니다.화성암에 있는 미량 원소에 대한 연구는 따라서 우리에게 얼마나 많은 양의 마그마를 생성해야 하는지, 그리고 어떤 광물이 녹아서 손실되었는지에 대한 정보를 준다.

열확산

물질이 불균일하게 가열되면 가벼운 물질은 더 뜨거운 영역으로 이동하고 무거운 물질은 더 차가운 영역으로 이동합니다. 이를 열영동, 열미화 또는 소렛 효과라고 합니다.이 과정은 마그마 챔버의 분화에 영향을 미칠 수 있습니다.이 과정에 대한 보다 깊은 이해는 하와이 용암호수에 대한 연구로 귀결될 수 있다.이 호수들의 시추는 마그마 전선 안에서 형성된 결정의 발견으로 이어졌다.이러한 큰 결정이나 페노크리스토의 농도를 포함한 마그마는 결정의 화학적 용융을 통해 분화를 보여주었다.

문정규의

달에서는 칼륨, 희토류 원소, 인과 같은 "부적합 원소"가 많고 종종 KREP라는 [6]약자로 불리는 독특한 현무암 물질이 발견되었다.그것은 또한 우라늄과 토륨이 많이 함유되어 있다.이들 원소는 원시 마그마 바다에서 결정화된 달 지각의 주요 광물에서 제외되며, KREEP 현무암은 지각과 맨틀을 구별하는 화학 물질로 갇혔을 수 있으며, 가끔 표면에 분출할 수도 있다.

충돌을 통한 차별화

지구의 달은 아마도 초기 [3]지구로의 큰 물체의 충돌에 의해 궤도로 튀어 오른 물질로 형성되었을 것이다.지구에서의 분화는 아마도 이미 지표면을 향해 많은 가벼운 물질들을 분리시켰을 것이고, 그 충격으로 지구로부터 불균형한 양의 규산염 물질이 제거되었고, 고밀도 금속의 대부분을 남겨두었다.달의 밀도는 큰 [3]철심이 없기 때문에 지구의 밀도보다 상당히 낮다.지구에서는 물리적, 화학적 분화 과정을 통해 구성적으로 다른 맨틀의 밀도가 3400kg/m인3 것에 비해 지각 밀도가 약 2700kg3/m로 나타났으며, 행성 전체의 평균 밀도는 5515kg/m이다3.

코어 형성 메커니즘

코어 형성은 행성체 내부로의 금속 이동을 제어하기 위해 몇 가지 메커니즘을 사용합니다.[3] 예를 들어 침투, 다이킹, 디아피리즘 등이 있으며, 직접적인 영향 전달은 이 프로세스에 [3]관여하는 메커니즘입니다.금속과 규산염의 농도 차이는 침투 또는 금속의 아래쪽 이동을 일으킨다.다이킹은 기존의 암석체의 균열 내에서 새로운 암석이 형성되는 과정이다.예를 들어, 광물이 차갑고 부서지기 쉬운 경우, 유체 [3]균열을 통해 운송이 발생할 수 있습니다.금속이 주변 물질의 파괴 인성을 통과하기 위해서는 충분한 압력이 충족되어야 합니다.침입하는 금속의 크기와 주변 물질의 점도에 따라 침하 [3]공정의 속도가 결정됩니다.충돌의 직접적인 전달은 유사한 비율의 충격 요인이 대상 행성 [3]물체에 부딪힐 때 발생합니다.충격 중에는 [3]금속 물질을 포함한 기존 코어가 교환됩니다.

행성 분화 현상은 소행성이나 행성체의 부착 과정 후에 일어났을 가능성이 가장 높다고 한다.육체와 철 운석은 Fe-Ni [4]합금으로 구성되어 있다.지구의 핵은 주로 Fe-Ni 합금으로 구성되어 있다.단수명 방사성핵종에 대한 연구를 바탕으로, 그 결과는 태양계의 [4]초기 단계에서 핵 형성 과정이 발생했음을 시사한다.황, 니켈, 코발트와 같은 친철성 원소는 녹은 철에 녹을 수 있습니다. 이러한 원소는 철 [4]합금의 분화에 도움이 됩니다.

강착의 첫 단계는 코어 형성을 위한 토대를 마련한다.첫째, 지구형 행성체는 이웃 행성의 궤도에 진입한다.다음으로 충돌이 일어나 육체가 성장하거나 축소될 수 있다.그러나 대부분의 경우, 강착으로 인해 비슷한 크기의 물체가 여러 번 충돌해야 행성의 [3]성장에 큰 차이가 생깁니다.공급 구역과 뺑소니 이벤트는 부가 [3]후 발생할 수 있는 특성입니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Hazen, Robert M.; Ewing, Rodney C.; Sverjensky, Dimitri A. (2009). "Evolution of uranium and thorium minerals". American Mineralogist. 94 (10): 1293–1311. doi:10.2138/am.2009.3208. ISSN 1945-3027.
  2. ^ Ahrens, T J (1993). "Impact Erosion of Terrestrial Planetary Atmospheres". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 21 (1): 525–555. doi:10.1146/annurev.ea.21.050193.002521. ISSN 0084-6597.
  3. ^ a b c d e f g h i j k l Nimmo, Francis; Kleine, Thorsten (2015), "Early Differentiation and Core Formation", The Early Earth: Accretion and Differentiation, Hoboken, NJ: John Wiley & Sons, Inc, pp. 83–102
  4. ^ a b c d Sohl, Frank; Breuer, Doris (2014), Amils, Ricardo; Gargaud, Muriel; Cernicharo Quintanilla, José; Cleaves, Henderson James (eds.), "Differentiation, Planetary", Encyclopedia of Astrobiology, Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg, pp. 1–5, doi:10.1007/978-3-642-27833-4_430-2, ISBN 978-3-642-27833-4, retrieved 2021-11-08
  5. ^ Prialnik, Dina; Merk, Rainer (2008). "Growth and evolution of small porous icy bodies with an adaptive-grid thermal evolution code: I. Application to Kuiper belt objects and Enceladus". Icarus. 197 (1): 211–220. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.024. ISSN 0019-1035.
  6. ^ Warren, Paul H.; Wasson, John T. (1979). "The origin of KREEP". Reviews of Geophysics. 17 (1): 73–88. doi:10.1029/RG017i001p00073. ISSN 1944-9208.