지구의 축적과 분화
planetesimals에서 원시 지구로, 그리고 핵, 맨틀, 지각으로의 분리
1. 먼지에서 탄생한 암석 행성
Over 4.5 billion years ago, the proto-Sun was surrounded by a protoplanetary 원반—성운에서 붕괴되어 형성된 가스와 먼지의 광활한 영역 태양계 내. 그 원반 안에는 수많은 planetesimals이 있었다 (킬로미터 규모의 암석/얼음체)들이 충돌하고 합쳐지며 점차 내부 태양계의 지구형 행성들. 지구의 여정은 흩어진 고체에서 층층이 쌓인 역동적인 세계로의 변화는 결코 평온하지 않았으며, 거대한 충돌로 점철되었다 그리고 강렬한 내부 가열.
우리 행성의 층상 구조—철이 주성분인 핵, 규산염 맨틀, 그리고 얇고 단단한 지각—분화 과정을 반영한다, 부분 용융 기간 동안 지구 물질이 밀도에 따라 분리되는 과정을 통해 또는 완전 용융을 겪었다. 각 층의 조성과 특성은 장기간의 우주 충돌, 마그마 분리, 화학적 분배를 통해. 이를 통해 지구의 초기 진화를 이해함으로써, 우리는 암석 행성이 어떻게 행성은 일반적으로 어떻게 형성되며 자기장, 판구조와 같은 필수 요소들이 판구조론과 휘발성 물질 재고가 발생한다.
2. 행성 구성 요소: 행성체와 배아
2.1 행성체의 형성
행성체는 암석 행성의 “기본 구성 요소”이다 핵 축적 모델에서. 초기에는 미세한 먼지 입자들이 내부 태양 성운에서 mm–cm 크기의 자갈들이 뭉쳤다. 그러나, “미터 크기 장벽”(방사형 이동, 파편화)이 더 느린 성장을 방해했다. 현대적 해법인 스트리밍 불안정성은 제안한다 국소 과밀 지역의 먼지 덩어리들이 중력적으로 붕괴하여 생성할 수 있다 ~1 km에서 수백 킬로미터 직경의 행성체들 [1], [2].
2.2 초기 충돌과 원시행성
행성체들이 모이면서, 중력에 의한 급격한 성장이 형성되었다 더 큰 천체들—원행성은 일반적으로 수십에서 수백 킬로미터 내부 태양계 전역에 걸쳐. 이들은 높은 온도 때문에 주로 암석/금속성 온도와 최소한의 물 얼음. 수백만 년에 걸쳐, 이 원행성들은 합쳐지거나 흩어졌다가 결국 하나 또는 몇 개의 큰 행성 배아들. 지구의 배아 질량은 수십 또는 수백 개의 원행성들, 각각 독특한 동위원소 서명과 원소 조성을 포함한다.
2.3 운석에서 얻은 화학적 단서
운석—특히 콘드라이트—은 보존된 파편들이다 소행성들. 그들의 조성과 동위원소 패턴은 태양 성운의 초기 화학 분포. 분화된 소행성에서 온 비운석 운석들은 또는 원행성들은 부분 용융과 금속-규산염 분리를 보여, 이를 암시한다 지구가 더 큰 규모로 겪었을 것으로 추정되는 유사한 과정들 [3]. 맨틀에서 추론한 지구의 전체 조성을 비교함으로써 암석과 평균 지각)과 운석 종류를 비교하여, 과학자들은 어떤 원시 물질들이 지구를 형성했을 가능성이 높다.
3. 축적 시간 척도와 초기 가열
3.1 지구 형성의 시간 척도
지구의 축적은 수천만 년에 걸쳐 이루어졌으며, 최초의 소행성 충돌부터 최종 거대 충돌까지 (~30–100백만 년 태양이 형성된 후). Hf–W 동위원소 연대측정법을 사용한 모델들 태양계 탄생 후 약 3천만 년 이내에 지구 핵 형성을 정확히 지적한다, 철이 분리되어 핵으로 이동할 수 있도록 초기부터 상당한 내부 가열이 있었음을 나타낸다 핵 [4], [5]. 이 시간 척도는 또한 각기 고유한 충돌 역사를 가진 다른 내행성들의 형성.
3.2 열원
여러 요인이 지구 내부 온도를 충분히 높여 대규모 용융:
- 충돌의 운동 에너지: 고속 충돌은 중력 위치 에너지를 열로 전환한다.
- 방사성 붕괴: 26Al과 60Fe 같은 단명 핵종은 강렬하지만 비교적 짧은 가열을 제공했고, 40K, 235,238U, 232Th 같은 장수 핵종은 수십억 년에 걸쳐 지속적인 가열을 기여했다.
- 핵 형성: 철의 하강 이동은 중력 에너지를 방출하여 온도를 더욱 상승시키고 잠재적으로 “마그마 바다” 단계를 지원했다.
부분적 또는 완전 용융 단계 동안, 지구 내부는 더 밀도가 높은 금속이 규산염에서 분리되는 것 — 분화의 중요한 단계.
4. 거대 충돌과 후기 축적
4.1 달 형성 충돌
거대 충돌 가설은 화성 크기의 원시행성 (종종 Theia라고 불림) 성장 과정 후반부(~30–50백만 년 후)에 원시 지구와 충돌했다 최초의 고체). 이 충돌은 지구의 용융 및 기화된 물질을 분출했다 지구 주위에 잔해 원반을 형성하는 맨틀. 시간이 지나면서 이 잔해는 응집되어 달. 증거는 다음과 같습니다:
- 유사한 산소 동위원소: 달 암석은 많은 탄성 운석과 달리 지구 맨틀과 거의 동일한 동위원소 비율을 공유합니다.
- 높은 각운동량: 지구-달 시스템은 상당한 회전을 가지며, 이는 에너지 넘치는 비스듬한 충돌과 일치합니다.
- 달의 휘발성 물질 고갈: 충돌로 인해 가벼운 성분이 기화되어 화학적으로 구별되는 달이 형성되었을 수 있습니다 [6], [7].
4.2 후기 베니어 및 휘발성 물질 전달
달 형성 충돌 후, 지구는 추가적인 소규모 충돌을 받았을 가능성이 큽니다. 남은 행성체—후기 베니어—가 기여했을 수 있음 특정 친철(금속 친화적) 원소가 지구 맨틀과 귀금속으로 전달됨. 지구의 일부 물은 이러한 거대 충돌 이후 충돌에서 도착했을 수도 있습니다, 상당한 양의 물이 이전에 보존되었거나 전달되었을 수도 있습니다.
5. 분화: 핵, 맨틀, 그리고 지각
5.1 금속-규산염 분리
용융 단계 동안—종종 “마그마 오션”이라고 불림 간격—니켈 및 기타 금속을 포함한 철 합금이 지구 중심을 향해 가라앉음 중력, 핵 형성. 한편, 더 가벼운 규산염은 위에 남아 있습니다. 주요 측면:
- 핵 형성: 아마도 여러 단계로 발생했으며, 각 주요 충돌이 금속 분리를 촉진했습니다.
- 평형화: 고압 환경에서 금속과 규산염 간의 상호작용이 원소 분배를 결정합니다(예: 친철 원소는 핵으로 분배됨).
- 타이밍: 동위원소 시스템(Hf-W 등)은 태양계 형성 후 약 30백만 년 이내에 핵 형성이 대부분 완료되었음을 시사합니다.
5.2 맨틀
두꺼운 맨틀—규산염 광물(감람석, 휘석 등)이 지배하며, 깊은 곳의 가넷)—부피 기준으로 지구에서 가장 큰 층이다. 핵 분리 이후, 맨틀은 아마도 전지구적 또는 지역적 마그마 해양에서 부분적으로 결정화되었을 것이다. 이후 시간이 지나면서, 대류 과정이 맨틀의 조성층을 형성했다(예: 초기 이중층 맨틀 가능성) 그러나 결국 혼합이 발생한다 판 구조론과 플룸 상승.
5.3 지각 형성
As the outer portions of the magma ocean cooled, Earth’s earliest 지각 형성됨:
- 원시 지각: 직접적인 기원으로부터 현무암 조성일 가능성이 있다 마그마 해양의 고화. 이 지각은 반복적으로 재활용되었을 수 있다 강렬한 충돌이나 초기 판 구조 과정에 의해.
- 하데안 및 아케안 지각: 극히 일부 잔재만 남아 있으며, 예를 들어, 아카스타 편마암 (~4.0 Ga) 또는 잭 힐스 지르콘 (~4.4 Ga), 지구에 대한 단서를 제공하는 가장 초기의 지각 조건.
- 대륙 지각 vs. 해양 지각: 결국, 지구는 안정적인 대륙 지각(더 많은 페르식, 부력이 있는)은 시간이 지남에 따라 두꺼워졌으며, 중요한 역할을 한다 이후의 판 구조론. 한편, 해양 지각은 중앙 해령에서 형성된다, 더 마피한 조성으로, 비교적 빠르게 재활용되었습니다.
Hadean 시대 동안, 지구 표면은 충돌과 함께 불안정했습니다. 화산 활동, 초기 해양 형성—이 혼란스러운 시작에서 지구의 층상 구조가 지질학은 이미 잘 확립되어 있었습니다.
6. 판구조론과 자기장에 대한 함의
6.1 판구조론
밀도가 높은 금속과 가벼운 규산염의 분리, 그리고 충돌 후 존재 상당한 열 예산을 가지고, 맨틀 대류를 촉진합니다. 수십억 년에 걸쳐 수십억 년에 걸쳐, 지구의 지각은 판구조로 갈라져 위에서 이동합니다. 맨틀. 이 구동 메커니즘은:
- 지각을 맨틀로 재활용하여 화산 활동과 풍화를 통해 대기 가스를 조절합니다.
- 대륙을 조산과 부분 용융을 통해 형성합니다
- 아마도 지구의 독특한 “기후 온도 조절기”를 설정합니다. carbonate-silicate cycle.
태양계 내 다른 어떤 행성도 강력한 전 지구 판구조론을 보여주지 않습니다, 지구의 특정 질량, 수분 함량, 내부 열이 모두 중요하다는 것을 암시하며 유지하는 데에.
6.2 자기장 생성
지구의 철이 풍부한 핵이 형성되자, 액체 철 합금인 외핵은 아마도 전 지구 자기장을 생성하는 dynamo action을 겪었습니다. 이것은 지오다이너모는 우주 및 태양풍 입자로부터 지구 표면을 보호하는 데 도움을 준다, 대기 침식을 막는다. 초기 핵 분화가 없었다면 지구는 없었을 것이다 안정된 자기권을 형성했고, 물과 다른 휘발성 물질을 더 많이 잃었을지도 모른다 쉽게—초기 금속-규산염 분리의 중요성을 더욱 강조한다 지구의 거주 가능성 이야기.
7. 가장 오래된 암석과 지르콘에서의 단서
7.1 하데안 기록
직접적인 지각 암석은 하데안기(4.56~4.0 Ga)에서 발견된다 희소하다—대부분 초기 암석은 섭입되거나 충격으로 파괴되었다. 그러나, 지르콘 광물이 포함된 더 젊은 퇴적물의 U-Pb 연대는 최대 ~4.4 Ga경으로, 이는 대륙 지각, 비교적 차가운 표면, 그리고 아마도 그때 액체 상태의 물이 존재했다. 그들의 산소 동위원소 서명은 변질을 시사한다 물이 존재했으며, 이는 초기부터 수권이 있었음을 나타낸다.
7.2 Archean 지대
~3.5~4.0 Ga경에 지구는 Archean eon에 들어섰다—일부 잘 보존된 녹암대와 크라톤은 약 3.6~3.0 Ga에 해당한다. 이 지대들은 최소한 부분적인 판 구조와 안정된 암석권 블록이 있었음을 보여준다 존재했으며, 이는 지구 초기 맨틀과 지각의 상당 부분을 가리킨다 주요 축적 단계가 끝난 후에도 계속 진화하고 있다.
8. 다른 행성체와의 비교
8.1 Venus and Mars
Venus는 아마도 다소 유사한 초기 경로를 따랐을 것입니다(핵 형성, 두꺼운 현무암질 지각), 그러나 환경적 차이(달아오른 온실 효과, 큰 위성이 없고, 물이 제한적일 가능성이 있으며, 이는 극적으로 다른 결과를 초래했습니다. Mars는 더 빠르게 축적되었거나 부분적으로 다른 저장소에서 형성되었을 수 있습니다, 지질학적 및 자기 역학을 유지할 능력이 적은 작은 행성을 형성하는지를 보여줍니다. 지구의 층상 구조와의 대조는 질량의 미세한 변화가 어떻게 초기 조성이나 거대 행성의 영향이 행성의 최종 상태를 형성합니다.
8.2 달 형성에 대한 단서
달의 조성(상당한 철 핵의 부재, 동위원소 유사성)은 지구)는 지구 최종 단계에서 거대한 충돌 시나리오를 강력히 지지합니다. 주요 조립 단계입니다. 거대한 충돌로 형성된 큰 단일 위성의 직접적인 유사체는 없습니다. 충돌은 다른 지구형 행성 주변에서도 확인되었지만, 화성의 작은 포획된 위성과 Pluto-Charon의 큰 동반자는 흥미로운 유사점을 형성합니다.
8.3 Exoplanets
우리가 외계 행성의 내부 층을 직접 볼 수는 없지만, 그 과정을 지구를 형성한 과정은 아마도 보편적일 것입니다. 슈퍼어스의 밀도를 관찰하거나 측정하는 것은 대기 조성은 분화 상태를 암시할 수 있습니다. 높은 철 함량을 가진 행성들은 내용은 더 격렬한 충돌이나 다른 성운 조성을 반영할 수 있습니다, 다른 행성들은 더 작거나 덜 가열된 경우 구분되지 않은 상태로 남아 있을 수 있습니다.
9. 지속되는 논쟁과 미래 방향
9.1 시기와 메커니즘
특히 거대 충돌에 대한 지구의 축적에 대한 정확한 시간표는 충돌 시기와 각 단계에서의 부분 용융 정도는 여전히 연구 분야입니다 활발한 연구입니다. Hf-W 연대측정법은 넓은 제약을 설정하지만 금속-규산염의 더 나은 모델이나 새로운 동위원소 방법으로 이 연대를 정교화하는 중입니다 분배가 매우 중요합니다.
9.2 휘발성 물질과 물의 기원
지구의 물이 주로 국지적 수화된 소행성체에서 왔는지, 아니면 후기 베니어 혜성/소행성? 초기 기체 흡수와 이후 전달의 상호작용 지구 초기 해양 형성에 영향을 미칩니다. 동위원소 비율 연구 운석, 혜성(HDO/H2O 비율), 그리고 지구 맨틀(예: 제논 동위원소) 연구는 지구의 물 예산 시나리오를 계속 정교화하고 있습니다.
9.3 마그마 오션 깊이와 지속 기간
지구 초기의 깊이와 지속성에 대한 논쟁이 계속되고 있습니다 “magma ocean(s)”. 일부 모델은 반복적인 부분 재용융을 제안합니다 대규모 충돌에서 비롯된. 최종 거대 충격은 전 지구적 마그마 대기 중 가스 방출로 증기 대기가 형성된 후의 해양. 관측 차세대 IR 망원경으로 외계행성의 “magma ocean” 단계를 결국 관측할 수 있을지도 모릅니다 이 뜨거운 암석 외계 행성 모델을 확인하거나 도전할 것입니다.
10. 결론
지구의 축적과 분화—원시 행성에서 먼지와 행성체의 집합체가 층으로 된 역동적인 행성으로 변하는 과정은 모든 것의 기초입니다. 지구의 후속 진화의 한 측면: 달의 형성, 판의 출현 판구조론, 전 지구 자기장 생성, 그리고 생명에 안정적인 표면 환경. 암석의 지구화학 분석, 동위원소 신호, 운석 비교, 그리고 천체물리학 모델을 통해 우리는 어떻게 반복된 충돌, 용융 에피소드, 그리고 화학적 분할이 지구의 층으로 된 내부. 이 격렬한 탄생의 각 단계는 생명에 적합한 행성을 남겼습니다. 지속적인 해양, 안정적인 기후 조절, 그리고 궁극적으로 살아있는 생태계.
앞으로, 샘플 반환 임무 (예: OSIRIS-REx’s Bennu samples or possible near-future missions to the Moon’s far side) 그리고 더 나은 동위원소 연대 측정법이 지구 초기 연대기를 계속 명확히 할 것입니다. 이를 첨단 HPC 시뮬레이션과 통합하면 어떻게 더 세밀한 세부 사항을 얻을 수 있을지 녹은 철 방울이 가라앉아 지구의 핵을 형성했고, 거대한 충돌이 어떻게 달, 그리고 물과 다른 휘발성 물질들이 생명으로 가득 찬 행성을 가능하게 할 시간에 어떻게 도착했는지 생명과 함께. 우리가 외계 행성 관측을 더 깊이 진행함에 따라, 지구의 이야기는 조립은 수많은 운명을 이해하는 데 필수적인 청사진으로 남아 있습니다 우주 전역의 암석 행성들.
참고문헌 및 추가 읽을거리
- Chambers, J. E. (2014). “내부 태양계에서의 행성 축적” 시스템.” 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 행성과학, 40, 251–275.
- Kleine, T., et al. (2009). “운석의 Hf–W 연대 측정과 행성 축적과 분화의 시기.” *Geochimica et Cosmochimica Acta*, 73, 5150–5188.
- Rubie, D. C., et al. (2015). “행성의 축적과 분화” 지구형 행성에 대한 연구와 초기 형성된 태양계 조성에 대한 함의 태양계 천체와 물의 축적.” Icarus, 248, 89–108.
- Rudge, J. F., Kleine, T., & Bourdon, B. (2010). “넓은 범위의 지구의 축적과 핵 형성에 대한 지구화학 모델로 제한된 연구.” Nature Geoscience, 3, 439–443.
- Canup, R. M. (2012). “지구와 유사한 조성의 달 형성” 거대한 충돌을 통한 조성.” Science, 338, 1052–1055.
- Ćuk, M., & Stewart, S. T. (2012). “달을 만드는 과정에서 빠르게 회전하는 지구: 공전 공명에 의한 감속 후 거대한 충돌. 과학, 338, 1047–1052.