地球の集積と分化
planetesimalsから原始地球へ、そして核、マントル、地殻への分化
1. 岩石惑星が塵から誕生する
Over 4.5 billion years ago, the proto-Sun was surrounded by a protoplanetary 円盤—星雲が崩壊して形成されたガスと塵の広がり 太陽系の中。その円盤内には無数のplanetesimalsがありました （キロメートル規模の岩石/氷の天体）が衝突し、合体し、徐々に 内太陽系の地球型惑星。地球の旅は散らばった 固体から層状で動的な世界への移行は決して穏やかではなく、巨大な衝突によって区切られていました そして激しい内部加熱。
我々の惑星の層状構造は、鉄を主体とした 核、ケイ酸塩のマントル、そして薄く硬い 地殻は、分化の過程を反映している。 地球の物質が部分的な または完全な融解。各層の組成と特性は、 長期にわたる宇宙衝突、マグマの分離、化学的分配を通じて。 地球の最初期の進化を理解することで、岩石惑星がどのように 惑星が一般的にどのように形成され、磁場やプレートなどの重要な側面がどのように生じるか テクトニクスや揮発性物質の在庫が生じる。
2. 惑星の構成要素：微惑星と胚
2.1 微惑星の形成
微惑星は岩石惑星の「基本的な構成要素」である コアアクリーションモデルにおいて。最初は、微細な塵の粒子が 内太陽星雲では、mm〜cmサイズの小石が結合した。しかし、 「メートルサイズの障壁」（放射状ドリフト、破砕）がさらなる緩やかな成長を妨げた。 現代的な解決策であるストリーミング不安定性は、 局所的な過密領域の塵の塊が重力的に崩壊し、生成される 直径約1 kmから数百キロメートルの微惑星 [1], [2].
2.2 初期の衝突と原始惑星
微惑星が集積するにつれて、重力による暴走的成長が形成された より大きな天体—原始惑星は通常数十から数百キロメートル 広がった。内側の太陽系では、これらは主に高温のため岩石質/金属質であった 温度と最小限の水氷。数百万年の間に、これらの原始惑星は 結合または互いに散らばり、最終的に一つまたは数個の大きな 惑星胚。地球の胚質量は数十または数百の 原始惑星で、それぞれ異なる同位体の特徴と元素組成を持つ。
2.3 隕石からの化学的手がかり
隕石—特にコンドライト—は保存された断片であり 微惑星。これらの組成と同位体パターンは太陽星雲の 初期の化学的分布を示す。分化した小惑星由来の非コンドライト隕石は または原始惑星は部分的な融解と金属-ケイ酸塩の分離を示し、 地球がより大規模に経験したに違いない類似のプロセス [3]。マントルから推定される地球の全体組成を比較することで 岩石や平均的な地殻）と隕石のクラスを比較することで、科学者たちはどの原始的な 物質がおそらく地球を形作った。
3. 成長のタイムスケールと初期加熱
3.1 地球形成のタイムスケール
地球の成長は数千万年にわたり、 最初の微惑星衝突から最終巨大衝突まで（約30〜1億年 太陽形成後)。Hf–W同位体年代測定を用いたモデル 太陽系誕生後約3000万年以内に地球の核形成を特定することを示しています。 鉄が分離して 核 [4], [5]。この時間スケールはまた 他の地球型惑星の形成、それぞれが独自の衝突履歴を持っています。
3.2 熱源
いくつかの要因が地球内部の温度を十分に上昇させ、 大規模な融解：
- 衝突の運動エネルギー：高速衝突は重力ポテンシャルを熱に変換します。
- 放射性崩壊：26Alや60Feのような短寿命核種は強烈で比較的短期間の加熱を提供し、40K、235,238U、232Thのような長寿命同位体は数十億年にわたる持続的な加熱に寄与しました。
- 核形成：鉄の下降移動は重力エネルギーを放出し、温度をさらに上昇させ、「マグマオーシャン」段階を支えた可能性があります。
部分的または完全な融解の段階で、地球内部はより密度の高い金属を ケイ酸塩から分離するための—分化における重要なステップ。
4. 巨大衝突と後期蓄積
4.1 月形成衝突
巨大衝突仮説は、 火星サイズの原始惑星（しばしばTheiaと呼ばれる） 原始地球と衝突し、蓄積過程の後期（約30〜50百万年後）に 最初の固体）。この衝突により、地球から溶融および蒸発した物質が放出されました マントルは地球の周りに破片円盤を形成しました。時間の経過とともに、この破片は凝集して 月。証拠には以下が含まれます:
- 類似した酸素同位体: 月の岩石は地球のマントルとほぼ同一の同位体比を共有し、多くのコンドライト隕石とは異なります。
- 高い角運動量: 地球-月系は大きな回転を持ち、エネルギッシュな斜め衝突と一致します。
- 月の揮発性物質の枯渇: 衝突により軽い成分が蒸発し、化学的に異なる月が形成された可能性があります [6], [7]。
4.2 レイトベニアと揮発性物質の供給
月形成衝突後、地球は追加の小規模衝突を受けた可能性があります 残存した微惑星—レイトベニア—が寄与した可能性があります 特定の鉄親和性（メタルラビング）元素が地球のマントルや貴金属に運ばれました。 地球の水の一部は、巨大衝突後のこのような衝突で到来した可能性もあります。 かなりの水は保持されたか、またはそれ以前に供給された可能性もあります。
5. 分化：コア、マントル、地殻
5.1 金属-ケイ酸塩分離
溶融期には—しばしば“マグマオーシャン”と呼ばれます 間隔で—鉄合金（ニッケルや他の金属を含む）が地球の中心に向かって沈みます 重力により、コアが形成されます。一方、軽いケイ酸塩は上部に残ります。 重要な側面:
- コア形成: おそらく段階的に起こり、各主要衝突が金属の分離を促進しました。
- 平衡化: 高圧環境での金属とケイ酸塩の相互作用が元素の分配を決定します（例：鉄親和性元素はコアに分配されます）。
- タイミング: 同位体系（Hf-Wなど）は、太陽系形成後約30百万年でコア形成がほぼ完了したことを示唆しています。
5.2 マントル
厚いマントル—ケイ酸塩鉱物（オリビン、輝石）が支配的で、 深部のガーネット）—体積で地球最大の層である。コア分離後、 マントルはおそらく全球的または地域的なマグマオーシャンから部分的に結晶化した。 時間とともに、対流プロセスがマントルの組成的層構造（例えば 初期の二重層マントルの可能性）があったが、最終的には混合が起こる プレートテクトニクスとプルームの上昇。
5.3 地殻形成
As the outer portions of the magma ocean cooled, Earth’s earliest 地殻 形成された：
- 一次地殻：直接的な マグマオーシャンの固化。この地殻は繰り返しリサイクルされていた可能性がある 激しい衝突や初期のテクトニックプロセスによって。
- ハデアンおよびアーケアン地殻：わずかな残存物のみが存在し、例としては アカスタ片麻岩（約40億年前）または ジャックヒルズのジルコン（約44億年前）、地球の 最初期の地殻条件。
- 大陸地殻と海洋地殻の違い：最終的に、地球は安定した 大陸地殻（よりフェルシックで浮力がある）は時間とともに厚くなり、重要な役割を果たした その後のプレートテクトニクス。一方で、海洋地殻は中央海嶺で形成され、 よりマフィックな組成で、比較的速く再循環された。
ハデアン代の間、地球の表面は激動し続けた—衝突、 火山活動、初期の海の形成—しかしこれらの混沌とした始まりから、地球の層状構造は 地質学はすでに確立されていた。
6. プレートテクトニクスと磁場に関する含意
6.1 プレートテクトニクス
密度の高い金属と軽いケイ酸塩の分離、そして衝突後の存在に加えて かなりの熱予算を持ち、マントル対流を促進する。数十億年にわたり 何億年もの間、地球の地殻はプレートテクトニクスとして知られるプレートに分裂し、その上を漂う マントル。この駆動メカニズム：
- 火山活動と風化を通じて大気中のガスを調節しながら、地殻をマントルに再循環させる
- 造山運動と部分的な融解を通じて大陸を形成する
- おそらく、地球の独特な「気候サーモスタット」を carbonate-silicate cycle.
太陽系の他のどの惑星も、強力なグローバルなプレートテクトニクスを示していない。 地球の特定の質量、水分量、内部熱がすべて重要であることを示唆している それを維持するために。
6.2 磁場の生成
地球の鉄分豊富な核が形成されると、その外核は液体の鉄合金であり、おそらく グローバルな磁場を生成するdynamo actionを経た。この 地球の表面を宇宙線や太陽風粒子から守るジオダイナモは、 大気の侵食を防ぐ。初期のコア分化がなければ、地球は欠けていただろう 安定した磁気圏を持ち、水や他の揮発性物質をより多く失った可能性がある 容易に—初期の金属-ケイ酸塩分離の重要性をさらに強調している 地球の居住可能性の物語。
7. 最古の岩石とジルコンからの手がかり
7.1 ハデアン記録
直接的な地殻岩石はハデアン（4.56～4.0Ga）からのもので 稀である—ほとんどの初期の岩石は沈み込みや衝突で破壊された。しかし、 ジルコン鉱物は若い堆積物中でU-Pb年代が最大 約4.4Ga、これは大陸地殻、比較的冷たい表面、おそらく その時に液体の水が存在していた。彼らの酸素同位体の特徴は 水、初期の水圏を示している。
7.2 始生代テラン
約3.5～4.0Gaまでに、地球は始生代に入った—いくつかの よく保存されたグリーンストーンベルトとクラトンは約3.6～3.0Gaに遡る。これらのテランは 少なくとも部分的なプレート様のプロセスと安定したリソスフェリックブロックが存在することを明らかにしている 存在しており、地球の初期マントルと地殻のかなりの部分を示している 主な集積段階が終了した後も進化を続けている。
8. 他の惑星体との比較
8.1 金星と火星
金星はおそらくやや似た初期経路（核の形成など）をたどりました。 形成（厚い玄武岩質地殻）ですが、環境の違い（暴走温室効果など）もあります。 大きな衛星がなく、おそらく水も限られていたことが、劇的に異なる結果をもたらしました。 火星はより速く、または部分的に異なるリザーバーから集積した可能性があります、 より小さな惑星を形成し、地質学的および磁気的な活力を維持する能力が低いことを示します。 地球の層状構造との対比は、質量のわずかな変化がどのように 初期組成や巨大惑星の影響が惑星の最終状態を形作ります。
8.2 月の形成の手がかり
月の組成（実質的な鉄の核の欠如、同位体の類似性）は 地球）は地球の最終段階における巨大衝突シナリオを強く支持します。 主要な組み立て段階。巨大な単一衛星が巨大衝突で形成される直接の類似物はありません。 衝突は他の地球型惑星でも確認されていますが、火星の小さな 捕獲された衛星や冥王星-カロンの大きな伴星は興味深い類似点を形成します。
8.3 Exoplanets
私たちは系外惑星の内部層を直接見ることはできませんが、その過程は 地球の形成はおそらく普遍的です。スーパーアースの密度を観測したり測定したりすることは 大気組成は分化状態を示唆することがあります。高い鉄を持つ惑星は 内容はより激しい衝突や異なる星雲組成を反映しているかもしれません、 他のものは、より小さいか熱が低い場合、分化していないままであるかもしれません。
9. 継続中の議論と今後の方向性
9.1 タイミングとメカニズム
地球の集積の正確なタイムライン、特に巨大な 衝突のタイミングと各段階での部分溶融の程度は依然として研究分野です 活発な研究です。Hf-W年代測定は大まかな制約を設定しますが これらの年代を新しい同位体法や金属-ケイ酸塩のより良いモデルで精緻化する 分配が重要です。
9.2 揮発性物質と水の起源
地球の水は主に局所の水和された微惑星から来たのか、それとも後期に ベニア彗星/小惑星？初期の取り込みと後期の供給の相互作用 地球の初期海洋形成に影響を与えます。同位体比の研究 隕石、彗星中で（HDO/H2O比率）、および地球のマントル（例：キセノン 同位体は地球の水の予算のシナリオをさらに精緻化し続けています。
9.3 マグマオーシャンの深さと持続期間
地球の初期の深さと持続期間について議論が続いています 「マグマオーシャン」。いくつかのモデルは繰り返される部分的な再溶融を提案しています 大規模な衝突から。最終的な巨大衝突は全球的なマグマを生み出した可能性があります 海洋、その後、大気の放出により蒸気大気が形成されました。観測 次世代の赤外線望遠鏡を用いた系外惑星の「マグマオーシャン」段階は、最終的に これらのモデルを熱い岩石系外惑星に対して確認または挑戦する。
10. 結論
地球の集積と分化—無秩序な塵の塊から 塵と微惑星の集合体が層状で動的な惑星へと変わることは、すべての 地球の後期進化の側面：月の形成、プレートテクトニクスの出現 テクトニクス、地球規模の磁場の生成、そして 生命のための安定した表面環境を再構築する。岩石の地球化学的分析、同位体 シグネチャー、隕石との比較、天体物理学的モデルを通じて、私たちはどのようにして 繰り返される衝突、融解のエピソード、化学的分配が地球の 層状の内部。この激しい誕生の各段階が生命に適した惑星を形作った。 持続的な海洋、安定した気候調節、そして最終的には生態系の存在。
今後、新しいデータはサンプルリターンミッション（例えば OSIRIS-RExのBennuサンプルや月の裏側への近い将来の可能なミッション) そしてより優れた同位体年代測定法が地球の最も初期のタイムラインを明確にし続けるだろう。 これらを高度なHPCシミュレーションと統合することで、どのようにしてさらに詳細な情報が得られるか 溶融した鉄の滴が沈降して地球の核を形成し、巨大衝突がどのようにして 月、そして水やその他の揮発性物質が生命に満ちた惑星を可能にするためにどのように到達したか 生命とともに。私たちが系外惑星の観測をさらに進めるにつれて、地球の物語は 組み立ては無数の運命を理解するための基本的な設計図のままである 宇宙全体の岩石惑星。
参考文献およびさらなる読書
- Chambers, J. E. (2014). “内太陽系における惑星の集積” 系。” Icarus、233、83–100.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Building Terrestrial Planets.” Annual Review of Earth および惑星科学, 40, 251–275.
- Kleine, T., et al. (2009). “隕石のHf–W年代測定と 惑星の集積と分化のタイミング。” *Geochimica et Cosmochimica Acta*, 73, 5150–5188.
- Rubie, D. C., et al. (2015). “惑星の集積と分化の 地球型惑星と初期形成された太陽系の組成に関する示唆 系天体と水の集積。” Icarus、248、 89–108.
- Rudge, J. F., Kleine, T., & Bourdon, B. (2010). “広範な範囲の 地球の集積とコア形成に関する地球化学モデルによる制約。” Nature Geoscience, 3, 439–443.
- Canup, R. M. (2012). “地球に似た月を形成する 巨大衝突による組成。” Science、338、 1052–1055.
- Ćuk, M., & Stewart, S. T. (2012). “月を作るための 高速回転する地球：共鳴的減速に続く巨大衝突。 サイエンス, 338, 1047–1052.