핵-맨틀 분화
핵-맨틀 분화(Core–mantle differentiation)는 지구 진화(또는 더 일반적으로, 암석형 행성)의 강착 단계[1] 동안 발생한 일련의 과정으로, 궁극적으로 금속 핵을 형성하는 철이 풍부한 물질이 암석질 맨틀로 둘러싸이면서 분리되는 것을 의미한다. 사프로노프의 모델에 따르면,[3] 미행성은 원래의 성운에 존재하던 고체 잔해로부터 이전에 응결된 작은 천체(미행성)의 충돌 결과로 형성되었다. 미행성은 이미 분화되었거나 혼합된 철과 규산염을 포함하고 있었다. 어떤 방식으로든, 원시 지구에 충돌한 후 그 물질은 매우 균질해졌을 가능성이 높다. 이 단계에서 원시 지구는 아마도 화성 크기였을 것이다. 다음으로 원시 지구 구성 요소의 분리와 층화가 주로 밀도 차이에 의해 진행되었다. 원시 마그마 바다[4]에서의 압력, 온도, 충돌체와 같은 요인이 분화 과정에 관여했다.
분화 과정은 규산염 암석에 비해 철의 밀도가 더 높다는 점에 의해 진행되지만, 전자의 녹는점이 더 낮다는 점이 중요한 요인이다. 실제로 일단 철이 녹으면 규산염 암석이 완전히 녹든 안 녹든 분화가 일어날 수 있다.[1] 이러한 그럴듯한 시나리오를 전제로, 태양계의 성운 형성 단계 이후 핵-맨틀 분화를 설명하기 위해 여러 모델이 제안되었다.[4] 이들은 세 가지 메커니즘으로 요약될 수 있다. 1) 규산염 결정 사이로 철 합금의 침투 2) 원시 마그마 바다에서 암석과 금속의 분리 3) 맨틀을 통한 철 다이어피어 또는 암맥의 이동.[1][5]
침투
[편집]고체 맨틀과 용융된 철 혼합물을 가정할 때, 침투 메커니즘은 고체 맨틀 결정 입자 경계를 따라 금속이 지구 중심으로 흐르면서 일어난다. 이 가설은 암석 물질은 고체 또는 연성으로 유지되는 반면, 철은 용융 상태라고 가정한다. 철 방울의 표면 장력은 상대적으로 점성이 더 큰 맨틀에서 가해지는 끌림보다 물리적으로 커질 수 없으므로 철 방울의 크기를 제한한다.[6]
침투 가설은 맨틀 내 결정이 특정한 방향을 갖지 않는다고 가정한다.[1] 마찬가지로, 침투는 용융물과 결정 사이의 이면각이 연결성을 유지하기 위해 60도 미만이어야 한다.[1][5] 그러나 표면 측정에 따르면 이면각이 60도보다 큰 경우가 흔하므로 침투 발생이 제한되지만,[5] 하부 맨틀에서는 60도 미만일 수 있는지 여부는 불확실하다.[7] 상부 맨틀에서는 철의 흔적이 관찰되지 않았는데, 만약 침투가 지배적이었다면 예상되었을 것이다.[7] 철 이동의 지배적인 메커니즘으로서 침투에 대한 또 다른 주장은 온도가 철의 고상선 위이지만 암석의 고상선 아래라는 좁은 범위 내에 머물러야 한다는 점이다.[7]
마그마 바다
[편집]대형 천체 충돌 시 방출되는 에너지는 지구를 부분적으로 또는 전체적으로 녹여 마그마 바다를 형성했을 수 있으며, 지구 형성 과정에서 여러 번 발생했을 가능성이 있다.[8] 초기 용융이 충돌 지역만을 둘러싼다고 하더라도, 정역학적 평형은 마그마를 전 지구적으로 재분배시킬 것이지만 철-규산염 분화의 시간 척도와 비교하여 이러한 재분배가 어느 시간 동안 일어났는지는 여전히 불확실하다.[1] 일단 암석과 금속이 모두 녹으면 밀도 차이 때문에 분리가 쉽게 일어난다.[1] 모델은 행성 반경이 약 2000~3000km가 되자마자 용융이 발생했을 수 있다고 제안한다. 마찬가지로, 일부 모델은 300km 깊이까지 마그마 바다의 발생을 예측한다.[5] 하부 맨틀은 용융 온도가 1 km당 1캘빈의 비율로 상승하기 때문에 완전히 녹지 않았을 수 있다.[7] 단일 단계의 장기간 지속되는 마그마 바다가 있었는지, 아니면 주기적인 충돌 사건 동안 여러번의 급속 냉각이 발생한 마그마 바다가 있었는지는 여전히 불확실하다.[7] 실험에 따르면 마그마 바다의 점성은 낮았으며, 이는 열을 빠르게 소산시키는 난류 대류 흐름을 의미한다. 만약 그렇다면, 마그마 바다는 단지 수천 년 동안만 존재했을 수 있다.[1]
마그마 바다에 있는 철 방울은 지구에 충돌하는 천체의 크기에 따라 다양한 크기로 존재했다. 용융 상태에서 큰 천체는 부서지는 경향이 있는 반면, 작은 천체는 합쳐지는 경향이 있다. 평형은 액체 철 방울의 안정화된 직경을 계산하는 수단을 제공하는 웨버 수에 따라 결정되며, 이는 10 cm에 해당한다.[1][5][6] 철 방울이 형성된 후 주변 규산염과 분리되어 "비"처럼 안쪽으로 침전된다.[1][5]
다이어퍼리즘 및 암맥화
[편집]원시 맨틀의 대류력에 큰 철 덩어리가 끌려가지 못하므로, 유체역학적으로 평형을 이루고 안정화된 크기에 도달할 시간이 충분하지 않다. 따라서 이들은 현재의 암석권-연약권 경계와 같은 유동 경계에 퇴적되어 철 웅덩이를 형성한다. 결국, 웅덩이에 고인 철은 그 아래에 있는 상대적으로 밀도가 낮은 규산염 속으로 가라앉을 것이다.[5] 이 메커니즘은 염분 다이어피어와 유사하다고 생각된다.[1] 그러나, 마그마 바다 아래의 맨틀이 취약하지 않음에도 불구하고 일부 연구[9]에 따르면 철 웅덩이와 맨틀 사이의 점성 차이가 다이어피어보다는 암맥 형성을 허용하기에 충분했을 가능성이 있다.[1] 오늘날의 조건에서, 철 암맥은 지구 내부를 연구하기 위한 탐사선을 보내는 실행 가능한 전략으로 고안되었다.[10]
기타 핵-맨틀 분화 모델
[편집]엘사서 모델
[편집]온도 모델은 규산염 암석이 상부에서 연화되는 동안 확산된 철 합금의 용융을 예측한다. 열원은 방사성 붕괴이다. 액체 철은 더 차가운 온도가 규산염을 고화시킨 수준으로 아래로 이동하여, 미분화된 물질 핵 위에 그리고 충돌로 인한 대류 흐름이 발생하는 원시 맨틀 아래에 철 층을 형성했다. 이 단계부터, 레일리-테일러 불안정성으로 유발된 철 응집체는 장기간의 과정(수억 년) 동안 원시 핵을 통해 이동했다.[2][11]
비티야제프 및 마예바 모델
[편집]엘사서가 제안한 철 응집체와 달리, 이 모델은 철 껍질이 원시 핵과의 경계에서 녹아 사프로노프 모델에서 제안된 것처럼 철 덩어리로 응집하는 대신 액체 상태로 후자를 통과한다고 제안한다. 원시 핵은 입자 크기 몸체로 상승하여 맨틀로 통합될 것이다. 핵 형성의 시간 척도는 수십억 년이다.[12][2]
스티븐슨 모델
[편집]그럴듯한 시나리오 중 하나는 원시의 차가운 규산염 핵이 주변의 밀도가 높은 철 층에 의해 유발된 불안정성에 반응하여 파편화되었다는 것이다. 결국, 파편화된 핵의 조각들("암석빙")은 위로 이동하여 맨틀로 합쳐졌고, 반면 철 합금은 지구의 중심에 정착했다.[2] 이 과정은 위에 언급된 두 모델보다 더 빠르게 일어날 것이다.[2]
각주
[편집]- ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 차 카 타 파 “Formation of Earth's Core” (PDF).
- ↑ 가 나 다 라 마 Stevenson, D. J. (1981). 《Models of the Earth's core》. 《Science》 214. 611–619쪽. Bibcode:1981Sci...214..611S. doi:10.1126/science.214.4521.611. PMID 17839632. S2CID 24671489.
- ↑ Safronov, V. S. (1972). 《Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets》. Israel Program for Scientific Translations. 182쪽. Bibcode:1972epcf.book.....S.
- ↑ 가 나 Sharkov, E. V. (2015). 《The Problem of Evolution of the Earth's Core: Geological, Petrological, and Paleomagnetic Evidence》. 《Doklady Earth Sciences》 462. 346–351쪽. Bibcode:2015DokES.462..533S. doi:10.1134/S1028334X15050220. S2CID 129980418.
- ↑ 가 나 다 라 마 바 사 Karato, Shun-ichiro (1997). 《Core formation and chemical equilibrium in the Earth - I. Physical considerations》. 《Physics of the Earth and Planetary Interiors》 100. 61–79쪽. Bibcode:1997PEPI..100...61K. doi:10.1016/s0031-9201(96)03232-3.
- ↑ 가 나 Stevenson, D. J. (1990). 《Origin of the earth》. Oxford University Press , New York. 87–88쪽. ISBN 9780195066197.
- ↑ 가 나 다 라 마 Badro, James (2015). 《The early Earth: Accretion and differentiation》. American Geophysical Union. 86쪽.
- ↑ Tonks, W. Brian (1993). 《Magma ocean formation due to giant impacts》. 《Journal of Geophysical Research》 98. 5319–5333쪽. Bibcode:1993JGR....98.5319T. doi:10.1029/92je02726.
- ↑ Rubin, Allan M. (1995). 《Propagation of magma-filled cracks》. 《Annual Review of Earth and Planetary Sciences》 23. 287–336쪽. doi:10.1146/annurev.earth.23.1.287.
- ↑ Stevenson, David J. (2003). 《Mission to Earth's core - a modest proposal》. 《Nature》 423. 239–240쪽. Bibcode:2003Natur.423..239S. doi:10.1038/423239a. PMID 12748631. S2CID 4430744.
- ↑ Elsasser, W. M. (1963). 《Early history of the Earth》. 《Earth Science and Meteoritics》. 1–30쪽.
- ↑ Vityazev, A. V. (1976). 《Model of the early evolution of the Earth》. 《Izvestiya, Academy of Sciences, USSR. Physics of the Solid Earth》 2. 3–12쪽.