극지 방랑

Polar wander

극의 방황은 어떤 기준 프레임과 관련하여 극의 움직임이다. 예를 들어 지구의 자전축에 대해 지구의 자전극이 관측된 정도를 측정하는 데 사용할 수 있다. 또한 대륙을 기준으로 사용하고 서로 다른 대륙에 상대적인 자기극의 상대적인 움직임을 관찰하는 것도 가능하다; 그렇게 함으로써, 두 대륙이 서로에 대해 상대적인 움직임을 지질학적 시간에[1] 걸쳐서 창백한 자석학으로서 관찰할 수 있다.

겉보기 극지 방랑

자성 북극 위치
주요 기사: 겉보기 극지 방랑

자석극은 시간이 지남에 따라 비교적 위치가 고정되어 있으며, 이로 인해 연구자들은 대륙이 그 당시의 자석극에 비해 어느 정도의 위도에 위치했는지를 찾기 위해 자석광물과 같은 자석광물을 사용하는 경우가 많다. 대륙들이극에상대적으로 이동해왔기 때문에, 그것은 마치 움직이지 않고 자기 극이 대신 움직이는 것과 같다. 만약 충분한 데이터가 수집된다면, 자기 극에 상대적인 대륙의 움직임을 재구성하는 것이 가능하다. 겉으로 보이는 극지방 방황은 자석이 대륙의 데이터에 따라 가는 것으로 보이는 길이다. 여러 대륙이 서로 상대적으로 움직이고 있을 때, 그들의 자기 극이 따르는 길은 다른 대륙과 다를 것이다.[1] 반대로, 두 대륙이 서로 평행하게 이동할 때 그들의 길은 같을 것이다.

진정한 극지 방랑

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지구

진정한 극지방의 방황은 지각판의 움직임을 고려한 후 지구 표면에 상대적인 지리적 극의 변화를 나타낸다. 이 운동은 최대 관성을 전류 회전 축과[2] 정렬하기 위해 맨틀과 지각의 재배치에 의해 발생한다(그림 1). 이것은 지구의 주어진 불변 각운동량에 대하여 운동 에너지가 가장 낮은 상황이며, 운동 에너지가 지구의 비강성성으로 인해 소멸되면서 얻어진다.

진정한 극지방 방랑에 대한 증거는 자기극의 움직임에 대해 교정했을 때 [3]이 극지방 방랑의 모습을 보여주는 거대 외관적인 극지방 방랑 데이터 집합의 연구에서 관찰되었다. 현대의 극지 방황은 별이나 위성 측정에 의한 정밀한 측정에 의해 평가될 수 있지만 지구의 챈들러 흔들림을 제거하기 위한 필터링이 필요하다. 초대륙의 형성은 더 빠른 극지방의 방랑을 시작할 수 있다. 즉, 초대륙은 그들이 위치한 곳에 추가적인 질량 농도를 생성하기 때문에, 이 행성은 초대륙을 적도 쪽으로 방향을 바꾸려고 한다.[2][4]

(그림.1),다크 패치는 안쪽으로 떨어지는 밀도를 나타내며, 가벼운 패치는 맨틀을 통해 솟아오르는 가벼운 소재를 나타낸다. 처음에는 극이나 적도에서 상쇄되지만, 맨틀과 암석권은 그러한 특징들을 적도의 자연적 팽창(혹은 극의 우울)과 맞추기 위해 천천히 방황한다.
(Steinberger & Torsbik, 2008년)

기타 행성체

진정한 극지방의 방황은 다른 행성체에서 관찰되었을지도 모른다. 자료에 따르면 화성의 극지 방황은 지구의 진정한 극지 방랑과 유사하다. 즉, 화성의 암석권이 활성화되었을 때, 화성의 구조는 관성의 순간을 안정시키기 위해 느린 극지 표류를 허용했다.[5][6]

지구와 화성과는 달리 금성의 구조는 같은 느린 극지방의 방랑을 허용하지 않는 것 같다; 금성의 최대 관성 모멘트를 관찰하면 지리적 극성으로부터 크게 상쇄된다. 따라서 최대 관성 모멘트의 편차는 더 오랜 시간 동안 유지될 것이다. 이러한 불균형을 설명하기 위해 제안된 해결책 중 하나는 관성과 회전 축의 최대 모멘트 간 차이가 일정 한도를 초과하면 행성은 회전 축으로 최대 관성을 재조정하기 위해 더 큰 정도의 진동을 겪게 된다는 것이다. 만약 이것이 사실이라면, 이 보정이 일어나는 기간은 상당히 짧아야 한다.[further explanation needed][6][7]

목성의 달인 Europa는 그것의 맨틀에서 분리된 지각, 즉 바깥의 얼음 지각은 덮인 바다 위에 떠 있을 수 있도록 모델링되었다. 만약 이것이 사실이라면, 모델들은 그 껍질이 표면에서 그것의 껍질이 다시 정렬하면서 극지 방랑의 흔적을 보여줄 수 있다고 예측한다. 이 모델들은 목성에서 멀리 향하는 측면의 특징들로부터 증거에 의해 방어되어 왔는데, 그것은 그들의 초기 형성 위치로부터 80°까지 이동한 것으로 보인다.[8]

참고 항목

참조

  1. ^ Jump up to: a b Philip, Kearey; Klepeis, Keith A.; Vine, Frederick J. (2009). Global tectonics (3rd ed.). Oxford: Wiley-Blackwell. ISBN 9781405107778.
  2. ^ Jump up to: a b Evans, David A. D. (2003-02-06). "True polar wander and supercontinents". Tectonophysics. 362 (1–4): 303–320. Bibcode:2003Tectp.362..303E. doi:10.1016/S0040-1951(02)000642-X. ISSN 0040-1951.
  3. ^ Steinberger, Bernhard; Trond H. Torsvik (2008-04-03). "Absolute plate motions and true polar wander in the absence of hotspot tracks". Nature. 452 (7187): 620–623. Bibcode:2008Natur.452..620S. doi:10.1038/nature06824. ISSN 0028-0836. PMID 18385737. S2CID 4344501.
  4. ^ Evans, David A. (1998-04-15). "True polar wander, a supercontinental legacy". Earth and Planetary Science Letters. 157 (1–2): 1–8. Bibcode:1998E&PSL.157....1E. doi:10.1016/S0012-821X(98)00031-4. ISSN 0012-821X.
  5. ^ Schultz, Peter H.; Anne B. Lutz (1988). "Polar wandering of Mars". Icarus. 73 (1): 91–141. Bibcode:1988Icar...73...91S. doi:10.1016/0019-1035(88)90087-5. ISSN 0019-1035.
  6. ^ Jump up to: a b Spada, G.; R. Sabadini; E. Boschi (1996-01-25). "Long-term rotation and mantle dynamics of the Earth, Mars, and Venus". Journal of Geophysical Research: Planets. 101 (E1): 2253–2266. Bibcode:1996JGR...101.2253S. doi:10.1029/95JE03222. ISSN 2156-2202.
  7. ^ Spada, Giorgio; Roberto Sabadini; Enzo Boschi (1996-07-15). "The spin and inertia of Venus". Geophysical Research Letters. 23 (15): 1997–2000. Bibcode:1996GeoRL..23.1997S. doi:10.1029/96GL01765. ISSN 1944-8007.
  8. ^ Ojakangas, Gregory W.; David J. Stevenson (1989). "Polar wander of an ice shell on Europa". Icarus. 81 (2): 242–270. Bibcode:1989Icar...81..242O. doi:10.1016/0019-1035(89)90053-5. ISSN 0019-1035.