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マグマオーシャンは、惑星や何らかの自然衛星が集積する時期に天体が完全にまたは部分的に溶融しているときに存在する表面 マグマの広大なフィールドです。[1]
初期の太陽系では、微惑星の溶融と惑星の衝突によってマグマの海が形成されました。[1]小さな微惑星は、アルミニウム26の放射性崩壊によって供給される熱によって溶融します。[1]惑星が大きくなるにつれて、エネルギーは他の惑星との巨大衝突によって供給されました。[2]マグマの海は、金属の分離による核の形成と、脱ガスによる大気と水圏の形成を促進するため、惑星形成の不可欠な部分です。 [ 4]地球と月の両方にマグマの海の存在を裏付ける証拠があります。[1] [5]マグマの海は、比較的穏やかな条件を挟みながら、数百万年から数千万年存続する可能性があります。
マグマ海の熱源
初期太陽系におけるマグマオーシャンの形成に必要なエネルギー源は、アルミニウム26の放射性崩壊、集積衝突、および核形成であった。[1]アルミニウム26は豊富で半減期が短いため、微惑星の溶融の熱源の1つとして機能することができた。アルミニウム26を熱源として、太陽系で最初の固体が形成されてから200万年以内に集積した微惑星は溶融することができた。[1]微惑星の溶融は内部で始まり、内部のマグマオーシャンは対流によって熱を輸送した。[1]半径20 kmを超える微惑星は200万年以内に集積し、完全には溶融していないと予想される。[1]
集積衝突によってもたらされる運動エネルギーと、惑星の核形成中に失われる位置エネルギーも、惑星の融解の大きな熱源である。[1]核形成は、金属ケイ酸塩分化とも呼ばれ、マグマ中のケイ酸塩から金属成分が分離し、沈んで惑星の核を形成することである。[1]惑星胚と大型地球型惑星の融解のための熱を生み出す集積衝突は、数千万年から数億年と推定されている。[1]代表的な例は、地球への月形成衝突であり、深さ2000 kmまでのマグマオーシャンを形成したと考えられている。[1] [5]集積衝突のエネルギーは、まず惑星体の外側を溶かし、核分化と金属の沈降によってもたらされる位置エネルギーは、内部を溶かします。[1]
月のマグマ海
アポロ計画の発見は、月面にマグマの海が存在することを示唆する最初の証拠となった。 [ 1]計画で採取されたサンプルの岩石は、 灰長石と呼ばれる鉱物で構成されていることが判明した。[1]灰長石は主に、マグマよりも密度が低いさまざまな斜長石で構成される。 [1]この発見により、月の初期段階でマグマの海の表面への上昇によって岩石が形成されたという仮説が立てられた。[1]月のマグマの海の存在を示す追加の証拠には、海の玄武岩とKREEP（カリウムのK、希土類元素のREE、リンのP）の供給源が含まれる。[1]月のほとんどが灰長石である地殻内にこれらの成分が存在することは、月のマグマの海の凝固と同義である。 [ 1]さらに、月の地殻内の微量元素ユーロピウムの豊富さは、それがマグマオーシャンから吸収され、月の地殻の海の玄武岩源にユーロピウムの欠乏を残したことを示唆しています。 [1]月のマグマオーシャンは当初200〜300 kmの厚さで、マグマの温度は約2000 Kに達しました。[5]月の集積の初期段階の後、マグマオーシャンは惑星内部の対流によって引き起こされた冷却にさらされました。[5]
地球のマグマ海
地球は、その形成過程において、巨大衝突による一連のマグマオーシャンを経験したとみられ、その最後のものが月形成衝突である。 [ 5 ]地球にマグマオーシャンが存在することを示す最も優れた化学的証拠は、マントル中に特定の親鉄元素が豊富に存在することであり、集積期にはマグマオーシャンの深さが約1000 kmであったことが記録されている。 [7] [8]地球初期のマグマオーシャンの存在を裏付ける科学的証拠は、地球の地殻のリサイクルとマントルの混合のため、月の証拠ほど発達していない。[1]地球とは異なり、月では浮遊地殻、岩石の元素成分、KREEPなど、マグマオーシャンの存在を示す兆候が、その生涯を通じて保存されてきた。[1]
現在、地球の外核は厚さ約2,260 km（1,400マイル）の液体層であり、主に溶融鉄と溶融ニッケルで構成されており、地球の固体内核の上、マントルの下にあります。[9] [10] [11]この層は、地球内部の溶融鉄とニッケルの海と考えることができます。
参照
参考文献
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