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지각(지질)

Crust (geology)
기타 용도는 크러스트(동음이의)를 참조하십시오.
지구의 내부 구조

지질학에서, 지각은 암석 행성, 왜행성 또는 천연위성의 가장 바깥쪽에 있는 고체 껍질이다.그것은 보통 화학적인 구성 때문에 기초 맨틀과 구별된다; 하지만, 얼음 위성의 경우, 그것은 그것의 상(고체 지각 대 액체 맨틀)에 따라 구별될 수 있다.

지구, 수성, 금성, 화성, 이오, 달 그리고 다른 행성체들의 지각은 화성 과정을 통해 형성되었고 나중에 침식, 충돌 분화, 화산 활동, 그리고 침전에 의해 변형되었다.

대부분의 지구형 행성은 상당히 균일한 지각들을 가지고 있다.그러나 지구는 대륙 지각과 해양 지각의 두 가지 다른 유형을 가지고 있다.이 두 가지 유형은 서로 다른 화학 성분과 물리적 특성을 가지고 있으며 서로 다른 지질학적 과정에 의해 형성되었습니다.

지각의 종류

참고 항목: 지구 지각에 풍부한 원소

행성 지질학자들은 지각이 언제 어떻게 [1]형성되었는지에 따라 지각이 세 가지 범주로 나뉩니다.

일차 지각/원시 지각

이것은 행성의 "원래" 지각입니다.마그마 바다의 응고로부터 형성된다.행성 강착이 끝날 무렵, 지상 행성들은 마그마 바다 표면들을 가지고 있었을 것이다.이것들이 식으면서,[2] 그것들은 껍데기로 굳었다.이 지각은 큰 충격에 의해 파괴되었을 가능성이 높았고, 중폭격 시대가 [3]끝나가면서 여러 번 다시 형성되었다.

1차 지각의 본질은 여전히 논의되고 있다: 그것을 형성한 화성 메커니즘과 마찬가지로 그것의 화학적, 광물학적, 그리고 물리적 특성은 알려지지 않았다.이것은 연구가 어렵기 때문이다: 지구의 1차 지각 중 오늘날까지 [4]살아남은 것은 없다.판구조학으로 인한 지구의 높은 침식과 지각 재활용은 한때 지구가 가지고 있던 1차 지각들을 포함하여 약 40억 년 이상 된 모든 암석들을 파괴했다.

그러나 지질학자들은 다른 지구형 행성에서 1차 지각에 대한 정보를 수집할 수 있다.수성의 고지대는 1차 지각일 수도 있지만,[5] 이것은 논의되고 있다.달의 비정질 고지대는 1차 지각으로, 달의 초기 마그마 바다에서 결정화된 사장석으로 형성되어 [6]꼭대기까지 떠다닌다. 그러나, 달이 물이 없는 시스템이고 지구에는 [7]물이 있기 때문에, 지구는 이와 유사한 패턴을 따를 가능성이 낮다.화성 운석 ALH84001은 화성의 1차 지각일 수 있지만, 다시 한번,[5] 이것은 논란이 되고 있다.지구처럼 금성에는 1차 지각이 없다.[8] 행성 전체가 반복적으로 다시 표면화되고 변형되기 때문이다.

이차 지각

2차 지각은 맨틀의 대부분 규산염 물질의 부분 용융에 의해 형성되며,[1] 따라서 일반적으로 구성상 현무암질이다.

이것은 태양계에서 가장 흔한 형태의 지각이다.수성, 금성, 지구, 화성의 대부분의 표면은 루나 마리아처럼 2차 지각으로 구성되어 있다.지구에서는 주로 중간 해양 확산 중심에서 2차 지각이 형성되는데, 맨틀의 단열 상승이 부분 용융을 일으킵니다.

제3의 지각

3차 지각은 1차 또는 2차 지각보다 화학적으로 더 변형된다.다음과 같은 여러 가지 방법으로 형성될 수 있습니다.

  • 화성 과정: 2차 지각의 부분 용융과 분화 또는[5] 탈수
  • 침식 및 침전: 1차, 2차 또는 3차 지각에서 유래한 퇴적물

3차 지각의 유일한 예는 지구의 대륙 지각이다.다른 지구형 행성들이 제3의 지각이 있다고 말할 수 있는지는 알려지지 않았지만, 지금까지의 증거는 그들이 그렇지 않다는 것을 암시한다.이것은 판구조론이 3차 지각 생성에 필요하고, 지구는 태양계에서 판구조론을 가진 유일한 행성이기 때문일 것이다.

지구의 지각

주요 기사:지구의 지각
지각의 판

지구의 지각은 지구 바깥쪽에 있는 얇은 껍데기로, 지구 부피의 1% 미만을 차지한다.그것은 지각과 [9]맨틀의 윗부분을 포함하는 지구 층의 분할인 암석권의 가장 윗부분이다.암석권은 지구 내부에서 우주로 [10]열이 빠져나갈 수 있게 해주는 움직이는 지각판으로 분해된다.

달의 지각

상세 정보:달의 지질학

Theia라는 이름의 이론적인 원시 행성은 형성되는 지구와 충돌한 것으로 생각되며 충돌로 인해 우주로 방출된 물질의 일부가 달을 형성하기 위해 축적되었다.달이 형성되면서 달의 바깥 부분은 녹은 것으로 생각되는데, 이는 달의 마그마 바다입니다. 이 마그마 바다에서 대량의 사장석이 결정화되어 지표면을 향해 떠다니게 됩니다.적층암은 지각의 대부분을 형성한다.지각의 상부는 아마도 평균 약 88% 사장석(아노르사이트의 하한선 90%)일 것이다: 지각의 하부는 더 높은 비율의 화력이나 올리빈과 같은 강자석 광물을 포함할 수 있지만, 그 하부는 아마도 평균 약 78%[11] 사장석일 것이다.기초 맨틀은 더 밀도가 높고 감람이 풍부하다.

크러스트 두께는 약 20에서 120km 사이이다.달의 뒷면의 지각은 가까운 면의 지각보다 평균 약 12킬로미터 두껍다.평균 두께 추정치는 약 50~60km 범위에 있다.이 사장석이 풍부한 지각의 대부분은 약 45억 년에서 43억 년 전에 달이 형성된 직후에 형성되었습니다.아마 지각의 10% 이하가 초기 사장석이 풍부한 물질의 형성 후에 첨가된 화성암으로 구성되어 있을 것이다.나중에 추가된 것들 중 가장 잘 특징지어지고 가장 부피가 큰 것은 약 39억년에서 32억년 사이에 형성된 암말 현무암이다.소규모 화산 활동은 32억 년, 아마도 10억 년 전에 계속되었다.판구조론의 증거는 없다.

달에 대한 연구는 지구보다 훨씬 작은 바위가 많은 행성에서 지각이 형성될 수 있다는 것을 밝혀냈다.달의 반지름은 지구의 4분의 1에 불과하지만, 달의 지각은 평균 두께가 훨씬 더 크다.이 두꺼운 지각은 달의 형성 직후에 형성되었다.약 39억 년 전 운석 충돌의 시기가 끝난 후에도 마그마는 계속되었지만, 39억 년 전의 화성암은 [12]지각의 극히 일부에 불과하다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b Hargitai, Henrik (2014). "Crust (Type)". Encyclopedia of Planetary Landforms. Springer New York. pp. 1–8. doi:10.1007/978-1-4614-9213-9_90-1. ISBN 9781461492139.
  2. ^ Chambers, John E. (2004). "Planetary accretion in the inner Solar System". Earth and Planetary Science Letters. 223 (3–4): 241–252. Bibcode:2004E&PSL.223..241C. doi:10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  3. ^ Taylor, Stuart Ross (1989). "Growth of planetary crusts". Tectonophysics. 161 (3–4): 147–156. Bibcode:1989Tectp.161..147T. doi:10.1016/0040-1951(89)90151-0.
  4. ^ Earth's oldest rocks. Van Kranendonk, Martin., Smithies, R. H., Bennett, Vickie C. (1st ed.). Amsterdam: Elsevier. 2007. ISBN 9780080552477. OCLC 228148014.{{cite book}}: CS1 유지보수: 기타 (링크)
  5. ^ a b c Taylor, Stuart Ross (2009). Planetary crusts : their composition, origin and evolution. McLennan, Scott M. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 978-0521841863. OCLC 666900567.
  6. ^ Taylor, G. J. (2009-02-01). "Ancient Lunar Crust: Origin, Composition, and Implications". Elements. 5 (1): 17–22. doi:10.2113/gselements.5.1.17. ISSN 1811-5209.
  7. ^ Albarède, Francis; Blichert-Toft, Janne (2007). "The split fate of the early Earth, Mars, Venus, and Moon". Comptes Rendus Geoscience. 339 (14–15): 917–927. Bibcode:2007CRGeo.339..917A. doi:10.1016/j.crte.2007.09.006.
  8. ^ Venus II—geology, geophysics, atmosphere, and solar wind environment. Bougher, S. W. (Stephen Wesley), 1955–, Hunten, Donald M., Phillips, R. J. (Roger J.), 1940–. Tucson, Ariz.: University of Arizona Press. 1997. ISBN 9780816518302. OCLC 37315367.{{cite book}}: CS1 유지보수: 기타 (링크)
  9. ^ Robinson, Eugene C. (January 14, 2011). "The Interior of the Earth". U.S. Geological Survey. Retrieved August 30, 2013.
  10. ^ "Earth's internal heat".
  11. ^ Wieczorek, M. A. & Zuber, M. T. (2001), "The composition and origin of the lunar crust: Constraints from central peaks and crustal thickness modeling", Geophysical Research Letters, 28 (21): 4023–4026, Bibcode:2001GeoRL..28.4023W, doi:10.1029/2001GL012918, S2CID 28776724
  12. ^ Herald Hiesinger and James W. Head III (2006). "New views of Lunar geoscience: An introduction and overview" (PDF). Reviews in Mineralogy & Geochemistry. 60 (1): 1–81. Bibcode:2006RvMG...60....1H. doi:10.2138/rmg.2006.60.1. Archived from the original (PDF) on 2012-02-24.

외부 링크

위키북 역사지질학에는 지구의 구조에 관한 페이지가 있다.