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K/U 比は、わずかに揮発性の元素であるカリウム(K)と、非常に難溶性の元素であるウラン(U)の比率です。これは、惑星表面の揮発性元素の存在を測定するのに便利な方法です。K/U 比は、惑星系の進化と地球の月の起源を説明するのに役立ちます。
揮発性および難燃性の元素
惑星科学において、揮発性物質とは、惑星や月の地殻や大気と関連のある、沸点が低い化学元素および化合物のグループを指します。
沸点が非常に低い物質の例としては、窒素、水、二酸化炭素、アンモニア、水素、メタン、二酸化硫黄などが挙げられます。
揮発性物質とは対照的に、高沸点の元素や化合物は難燃性物質として知られています。[1]
火星については入手可能なデータは少なく、金星については非常に不確実であるが、それに基づくと、火星から地球、そして金星へと移動するにつれて、3つの内惑星のKは次第に減少していくことになる。[2]
惑星ガンマ線分光計
カリウム、ウラン、トリウムなどの一部の元素は自然に放射性であり、崩壊するときにガンマ線を放出します。これらの同位体からの電磁放射線は、惑星の表面に投下されるか、軌道から観測されるガンマ線分光計(GRS) によって検出できます。軌道上の機器は、惑星全体の多くの元素の表面分布をマップ化できます。
ベネラやベガ計画などの無人宇宙船計画は金星に飛行し、表面の岩石のK/U比を推定できるデータを送信しました。[3]
ルナ・プロスペクター・ミッションでは、GRS を使用して地球の月の地図を作成しました。
火星表面の元素組成を決定するために、マーズ・オデッセイはGRS と 2 つの中性子検出器を使用しました。
これらのGRSの測定値は、アポロ計画のミッションから持ち帰られたコンドライト隕石、地球、月のサンプル、さらには火星から来たと考えられている隕石の直接的な元素測定値と比較することができます。[4]
太陽系天体の比率
KとUは地球化学プロセス中に一緒に移動し、ガンマ線を放出する長寿命の放射性同位元素を持っています。[5]これは、等質量基準での一方と他方の比として計算され、多くの場合 です。
![{\displaystyle \mu gram[要素]/gram}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0f4084962b99598097dd719cad3ca2309595a0d3)
これにより、太陽系の進化についての説得力のある説明が生まれます。
この結果は、原始惑星状星雲の初期段階で太陽に向かって温度が上昇していることと一致している。[5]
太陽系形成の初期段階では、地球から太陽までの距離では 温度が 1,000 Kを超え、木星と土星までの距離では 200～100 K と低かった。
地球
地球の高温では、揮発性物質は固体ではなく、塵はケイ酸塩と金属で構成されるだろう。[6]
大陸地殻と下部マントルの平均K/U値は約12,000です。中央海嶺玄武岩（MORB）または上部マントルは揮発性物質が多く、K/U比は約19,000です。[2]
揮発性物質の枯渇は、地球のナトリウム（揮発性物質）含有量がコンドライトに同程度豊富であるにもかかわらず、カルシウム（難溶性物質）含有量の約10％である理由を説明しています。[5] [6]
地球の月の起源
月は揮発性物質が非常に少ないことで知られています。[7]
月には水や大気ガスが存在しないだけでなく、K、Na、Clなどの中程度の揮発性元素も存在しません。地球のK/U比は12,000ですが、月のK/U比はわずか2,000です。[5]この違いは、月を形成した物質が地球よりもかなり高い温度にさらされていたことを示唆しています。
一般的な説では、月は太陽系が合体してから約2000万年から1億年後の約45億年前に、地球と火星サイズの天体が衝突したときに残った破片から形成されたとされています。[8] これは巨大衝突仮説と呼ばれています。
衝突天体の外側のケイ酸塩のほとんどは蒸発するが、金属核は蒸発しないという仮説がある。したがって、軌道上に放出される衝突物質のほとんどはケイ酸塩で構成され、合体する月には鉄が不足することになる。衝突中に放出されたより揮発性の高い物質はおそらく太陽系から逃げ出すだろうが、ケイ酸塩は合体する傾向がある。[9]
月の揮発性元素の比率は巨大衝突仮説では説明できない。巨大衝突仮説が正しいとすれば、それらは他の原因によるものであるに違いない。[10]
隕石
太陽から遠い場所では、温度が低くなり、揮発性元素が氷として沈殿します。[6]この2つは、太陽の周りの温度分布によって制御される 雪線によって隔てられています。
太陽から最も遠い場所で形成された炭素質コンドライトは、K/U 比が最も高くなります。太陽からより近い場所で形成された通常のコンドライトでは、U に対する K の減少はわずか 10% 程度です。
しかし、コンドリュール間の空間を埋める細粒のマトリックスは、さまざまなクラスのコンドライトでかなり異なる温度で形成されたようです。このため、さまざまなクラスのコンドライトの揮発性物質の含有量は異なる場合があります。特に重要なクラスの 1 つは、炭素含有量が高い炭素質コンドライトです。これらの隕石では、コンドリュールは 100 °C 未満でのみ安定する鉱物と共存しているため、高温環境と低温環境の両方で形成され、後になって一緒に集められた物質が含まれています。炭素質コンドライトの原始的な属性のさらなる証拠は、その組成が太陽の非揮発性元素の組成と非常に似ているという事実です。[5]
水銀論争
水星はメッセンジャー計画のガンマ線分光計によって調査された。 [11] [12] 水星のK/U比は8,000から17,000の範囲にある可能性があり、これは揮発性物質に富んだ惑星であることを意味する。しかし、この異常に高い比率を理解するには、水星の核形成時の条件でKとUの金属/ケイ酸塩分配データをさらに実験する必要がある。[13]
参考文献
- ^ 「用語集」。惑星科学研究の発見。2008年1月。 2008年8月28日閲覧。
- ^ a b Arevalo, Ricardo; McDonough, William F.; Luong, Mario (2009). 「ケイ酸塩地球のK/U比：マントル組成、構造、熱進化に関する考察」.地球惑星科学レター. 278 (3–4): 361–369. Bibcode :2009E&PSL.278..361A. doi :10.1016/j.epsl.2008.12.023.
- ^ Nikolaeva, Olga (1997). 「K、U、Thデータによる金星の岩石生成の制約」月惑星科学会議: 1025.書誌コード:1997LPI....28.1025N.
- ^ テイラー、スチュアート・ロス（2005-07-14）。太陽系の進化：新たな視点。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 9780521675666。
- ^ abcde ラングミュア、チャールズ H.; ブロッカー、ウォーリー (2012-07-22)。居住可能な惑星の構築方法: ビッグバンから人類までの地球の物語。プリンストン大学出版局。ISBN 978-0691140063。
- ^ abc White, William M. (2015-01-27).同位体地球化学. John Wiley & Sons. p. 429. ISBN 9780470656709。
- ^ ハイケン、グラント (1991)。月の情報源：月へのユーザーガイド。CUP アーカイブ。pp. 192–194。ISBN 9780521334440。
- ^ アンジャー、ナタリー（2014年9月7日）。「月を再訪」ニューヨークタイムズ。ニューヨーク市。
- ^ Cameron, AGW; Ward, WR (1976 年 3 月)。「月の起源」。月惑星科学会議抄録。7 : 120–122。Bibcode :1976LPI.....7..120C。
- ^ Jones, JH (1998)。「巨大衝突仮説のテスト」(PDF)。月と惑星科学。地球と月の起源に関する会議。カリフォルニア州モントレー。
- ^ 「惑星体のKとRbの減少の再評価」（PDF）。
- ^ ソロモン、ショーン C.; ニットラー、ラリー R.; アンダーソン、ブライアン J. (2018-12-20)。マーキュリー：メッセンジャー後の見解。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-1107154452。
- ^ McCubbin, Francis M.; Riner, Miriam A.; Vander Kaaden, Kathleen E.; Burkemper, Laura K. (2012). 「水星は揮発性物質に富む惑星か?」Geophysical Research Letters . 39 (9): n/a. Bibcode :2012GeoRL..39.9202M. doi : 10.1029/2012GL051711 .