その他の用法については、Crust (曖昧さ回避) を参照してください。

地球の内部構造

地質学において、地殻は惑星、準惑星、または天然衛星の最外殻である固体の殻を指します。通常、地殻は化学組成によってその下にあるマントルと区別されますが、氷衛星の場合は、その相（固体地殻 vs. 液体マントル）に基づいて定義されることがあります。

地球、水星、金星、火星、イオ、月などの惑星の地殻は火成活動によって形成され、その後、浸食、衝突クレーター、火山活動、堆積作用によって変化しました。

ほとんどの地球型惑星は比較的均一な地殻を持っています。しかし、地球は大陸地殻と海洋地殻という2つの異なる種類に分けられます。これらの2つの種類は化学組成と物理的性質が異なり、異なる地質学的プロセスによって形成されました。

クラストの種類

参照:地球の地殻における元素の存在量

惑星地質学者は、地殻がどのように、いつ形成されたかに基づいて、地殻を3つのカテゴリーに分類します。[ 1 ]

原始地殻

これは惑星の「原始的な」地殻です。マグマの海が固化して形成されます。惑星集積の終焉期には、地球型惑星の表面はマグマの海であったと考えられます。これが冷えると、地殻へと固化しました。[ 2 ]この地殻は、大規模な衝突によって破壊され、重爆撃時代が終わりに近づくにつれて、何度も再形成されたと考えられます。 [ 3 ]

原始地殻の性質については依然として議論が続いており、化学的、鉱物学的、物理的特性は不明であるだけでなく、それらを形成した火成岩のメカニズムも不明である。これは研究が困難であるためである。地球の原始地殻はどれも今日まで残っていない。[ 4 ]地球のプレートテクトニクスによる侵食と地殻リサイクルの速度が速いため、約40億年以上前の岩石はすべて破壊され、かつて地球が持っていた原始地殻もその一部である。

しかし、地質学者は他の地球型惑星を研究することで原始地殻に関する情報を集めることができます。水星の高地は原始地殻を表している可能性がありますが、これは議論の余地があります。[ 5 ]月の斜長岩 高地は原始地殻であり、月の初期のマグマの海から結晶化した斜長石が上部に浮かび上がって形成されました。[ 6 ]しかし、月は水のないシステムであり、地球には水があったため、地球が同様のパターンをたどった可能性は低いです。[ 7 ]火星隕石 ALH84001は火星の原始地殻を表している可能性がありますが、これも議論の余地があります。[ 5 ]地球と同様に、金星にも原始地殻がありません。これは、惑星全体が繰り返し表面が再形成され、変化してきたためです。[ 8 ]

二次地殻

二次地殻はマントル内の主にケイ酸塩物質の部分溶融によって形成されるため、通常は玄武岩質の組成となります。[ 1 ]

これは太陽系で最も一般的な地殻の種類です。水星、金星、地球、火星の表面の大部分は二次地殻で構成されており、月の海も同様です。地球では、二次地殻は主に中央海洋拡大中心で形成され、そこではマントルの断熱上昇によって部分溶融が起こります。

第三紀地殻

第三紀地殻は、一次地殻や二次地殻よりも化学的に変化が激しく、いくつかの方法で形成されます。

  • 火成作用：二次地殻の部分溶融と分化または脱水作用[ 5 ]
  • 侵食と堆積：一次地殻、二次地殻、または三次地殻から生じた堆積物

第三紀地殻の唯一の既知の例は、地球の大陸地殻です。他の地球型惑星が第三紀地殻を持つと言えるかどうかは不明ですが、これまでの証拠は、第三紀地殻を持たないことを示唆しています。これは、第三紀地殻の形成にはプレートテクトニクスが必要であり、太陽系でプレートテクトニクスを持つ惑星は地球だけであるためと考えられます。

地球の地殻

主要記事:地球の地殻
地球の地殻にあるプレート

地球の地殻は地球の外側にある薄い殻で、地球の体積の1%未満を占めています。地殻はリソスフェアの最上部を占めており、リソスフェアは地殻とマントル上部を含む地層の区分です。[ 9 ]リソスフェアはプレートに分割されており、プレートが移動することで地球内部の熱が宇宙空間へ放出されます。[ 10 ]

月の地殻

詳細情報:月の地質学

理論上の原始惑星「テイア」は形成中の地球に衝突し、衝突によって宇宙空間に放出された物質の一部が集積して月を形成したと考えられている。月の形成時、その外側は溶融し、「月のマグマオーシャン」を形成していたと考えられる。このマグマオーシャンから斜 長石が大量に結晶化し、地表に向かって漂ってきた。この集積岩が地殻の大部分を形成している。地殻の上部は平均して約88%が斜長石（斜長岩に定義されている90%の下限に近い）である。地殻の下部は輝石やカンラン石などの鉄マグネシウム鉱物の割合が高い可能性があるが、その下部でも平均約78%が斜長石であると考えられる。[ 11 ]その下のマントルは密度が高く、カンラン石に富んでいる。

地殻の厚さは約 20 ～ 120 km の範囲です。月の裏側の地殻は、表側の地殻よりも平均して約 12 km 厚くなっています。平均厚さの推定値は約 50 ～ 60 km の範囲です。この斜長石に富む地殻の大部分は、月の形成直後、約 45 ～ 43 億年前に形成されました。おそらく、地殻の 10% 以下が、最初の斜長石に富む物質の形成後に追加された火成岩で構成されています。これらの後から追加された岩石の中で最も特徴が明確で、最も体積が多いのは、約 39 ～ 32 億年前に形成された海の玄武岩です。小規模な火山活動は 32 億年後、おそらくは 10 億年前まで続きました。プレートテクトニクスの証拠はありません。

月の研究により、地球よりもはるかに小さい岩石惑星にも地殻が形成されることが明らかになっています。月の半径は地球の約4分の1に過ぎませんが、月の地殻の平均厚さは地球よりもはるかに厚いです。この厚い地殻は、月の形成直後に形成されました。約39億年前に激しい隕石衝突の時代が終わった後も、マグマ活動は継続しましたが、39億年未満の火成岩は地殻のごく一部を占めるに過ぎません。[ 12 ]

参照

参考文献

  1. ^ a b Hargitai, Henrik (2014). 「地殻（タイプ）」.惑星地形百科事典. Springer New York. pp.  1– 8. doi : 10.1007/978-1-4614-9213-9_90-1 . ISBN 9781461492139。
  2. ^ Chambers, John E. (2004). 「太陽系内部における惑星集積」.地球惑星科学レターズ. 223 ( 3–4 ): 241– 252. Bibcode : 2004E&PSL.223..241C . doi : 10.1016/j.epsl.2004.04.031 .
  3. ^ Taylor, Stuart Ross (1989). 「惑星地殻の成長」. Tectonophysics . 161 ( 3–4 ): 147– 156. Bibcode : 1989Tectp.161..147T . doi : 10.1016/0040-1951(89)90151-0 .
  4. ^ ヴァン・クラネンドンク、マーティン;スミシーズ、RH。ベネット、ヴィッキー C. (2007)。地球最古の岩石（第 1 版）。アムステルダム:エルゼビア。ISBN 9780080552477. OCLC  228148014 .
  5. ^ a b c Taylor, Stuart Ross; McLennan, Scott M. (2009). Planetary crusts : their composition, origin and evolution . Cambridge, UK: Cambridge University Press . ISBN 978-0521841863. OCLC  666900567 .
  6. ^ Taylor, GJ (2009-02-01). 「古代の月の地殻：起源、構成、そしてその意味」. Elements . 5 (1): 17– 22. Bibcode : 2009Eleme...5...17T . doi : 10.2113/gselements.5.1.17 . ISSN 1811-5209 . S2CID 17684919 .  
  7. ^ アルバレード、フランシス;ブリチャートトフト、ヤンネ(2007)。「初期の地球、火星、金星、月の分かれた運命」。レンダス地球科学をコンテスします。339 ( 14–15 ): 917–927。Bibcode : 2007CRGeo.339..917A。土井：10.1016/j.crte.2007.09.006。
  8. ^ 金星II ― 地質学、地球物理学、大気、太陽風環境. Bougher, SW (Stephen Wesley), 1955–, Hunten, Donald M., Phillips, RJ (Roger J.), 1940–. アリゾナ州ツーソン:アリゾナ大学出版局. 1997. ISBN 9780816518302. OCLC  37315367 .{{cite book}}: CS1 メンテナンス: その他 (リンク)
  9. ^ Robinson, Eugene C. (2011年1月14日). 「地球内部」 .米国地質調査所. 2013年8月30日閲覧。
  10. ^ 「地球の内部熱」。
  11. ^ Wieczorek, MA & Zuber, MT (2001)、「月の地殻の構成と起源：中央ピークと地殻厚モデリングからの制約」、Geophysical Research Letters、28 (21): 4023– 4026、Bibcode : 2001GeoRL..28.4023W、doi : 10.1029/2001GL012918、S2CID 28776724 
  12. ^ Herald HiesingerとJames W. Head III (2006). 「月の地球科学の新たな視点：序論と概要」(PDF) . Reviews in Mineralogy & Geochemistry . 60 (1): 1– 81. Bibcode : 2006RvMG...60....1H . doi : 10.2138/rmg.2006.60.1 .オリジナル(PDF)から2012年2月24日にアーカイブ。
ウィキブック歴史地質学には、「地球の構造」に関するページがあります。


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