Тектоника крышки
Тектоника крышки, обычно называемая застойной тектоникой крышки или тектоникой одиночной крышки , представляет собой тип тектоники, которая, как полагают, существует на нескольких силикатных планетах и лунах Солнечной системы и, возможно, существовала на Земле в самом начале ее истории. Крышка является эквивалентом литосферы , состоящей из твердых силикатных минералов. Относительная стабильность и неподвижность сильных более холодных крышек приводит к застойной тектонике крышек, которая значительно уменьшает количество горизонтальной тектоники по сравнению с тектоникой плит (которую также можно охарактеризовать как тектонику подвижной крышки ). [1] Наличие застойной крышки над конвектирующей мантией было признано возможным стабильным режимом конвекции на Земле, в отличие от хорошо подтвержденной подвижной тектоники плит нынешнего эона. [2]
Формирование
[ редактировать ]Тектонический режим крышки возникает, когда холодная верхняя литосфера слишком вязка, чтобы участвовать в подстилающем течении мантии. [3] [4] [5] [6] крышки Предел текучести достаточно высок, поэтому крышка не может сломаться. Эта взаимосвязь во многом зависит от соотношения прочности литосферы и естественных конвективных напряжений. [7] Следовательно, если прочность литосферы превышает конвективные напряжения, то имеет место застойная тектоника крышки.
Факторы, способствующие тектонике крышки
[ редактировать ]Многие характеристики планетарного тела влияют на наличие и степень тектоники крышки. тела Температура границы ядро-мантия и наличие воды сильно влияют на реологию, состав и термическую диагностику тектоники крышки.
Крышка не будет участвовать в подстилающей конвекции мантии. В основании литосферы, где крышка контактирует с менее вязким материалом, расплавы будут образовываться в термическом пограничном слое и вызывать капли, предположительно имеющие состав перидотита . [7] Этот режим застойной крышки не сможет эффективно перемешать мантию.
Другие планетные тела
[ редактировать ]Режим застойной крышки — наиболее распространенный тектонический стиль, существующий в Солнечной системе . [7] [8] Меркурий , [7] Луна , [7] Венера , [9] и Ио [9] Считается, что все они на протяжении всей своей истории находились под влиянием тектоники крышки. В мантии Меркурия и Луны тепло теряется в основном за счет проводимости через крышку, что приводит к низким тепловым потокам. [10] Соломатов и Морези использовали термин «застойная крышка», когда описывали тектонический стиль, существовавший на Венере в 1996 году. [11] Они заявили, что Венера имела подобные земным шлейфы, которые подымались на поверхность, а холодные «капли» литосферы опускались обратно вниз. [11] Считается, что на Марсе также наблюдается застойная тектоника век, хотя и гораздо медленнее, чем на Венере. [12]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ О'Нил С.; Робертс, НМВ (2018). «Покровная тектоника – Предисловие» . Геонаучные границы . 9 (1): 1–2. дои : 10.1016/j.gsf.2017.10.004 .
- ^ Гурнис М. (1989). «Переоценка теплопереноса за счет конвекции переменной вязкости с пластинами и крышками» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 16 (2): 179–182. дои : 10.1029/GL016i002p00179 . hdl : 2027.42/95533 .
- ^ Огава М., Шуберт Г., Зебиб А., 1991. Численное моделирование трехмерной тепловой конвекции в жидкости с вязкостью, сильно зависящей от температуры. Дж. Гидромеханика. 233, 299–328.
- ^ Морези Л., Соломатов В.С., 1995. Численное исследование двумерной конвекции с чрезвычайно большими изменениями вязкости. Физ. Жидкости 7, 2154–2162.
- ^ Соломатов В.С., Морези Л., 1997. Три режима мантийной конвекции с неньютоновской вязкостью и конвекцией застойной крышки на планетах земной группы. Геофиз. Рез. Летт. 24, 1907–1910.
- ^ Соломатов В.С., Морези Л., 2000. Масштабирование зависящей от времени застойной конвекции крышки: применение к мелкомасштабной конвекции на Земле и других планетах земной группы. Дж. Геофиз. Рез. 105, 21795–21818
- ^ Jump up to: а б с д и О'Нил К., Еллинек А.М., Ленардич А., 2007a. Условия возникновения тектоники плит на планетах и спутниках земной группы. Планета Земля. наук. Летт. 261, 20–32.
- ^ Стерн, Р.Дж., 2008. Тектоника плит в современном стиле началась в неопротерозойское время: альтернативная интерпретация тектонической истории Земли. В: Конди К.К., Пиз В. (ред.), Когда на планете Земля началась тектоника плит? Специальный доклад Геологического общества Америки 440, стр. 265–280.
- ^ Jump up to: а б Стерн, Р.Дж. (2005). Данные офиолитов, голубых сланцев и метаморфических террейнов сверхвысокого давления свидетельствуют о том, что современный эпизод субдукционной тектоники начался в неопротерозойское время. Геология , 33 (7), 557-560.
- ^ Луро Лоуренсо, Д., Розель, А.Б., Балмер, доктор медицинских наук, Герья, Т., и Такли, П.Дж. (апрель 2018 г.). Плутонически-мягкая крышка: новый глобальный тектонический режим, порожденный интрузивным магматизмом на планетах земного типа. В тезисах конференции Генеральной ассамблеи ЕГУ (т. 20, стр. 491).
- ^ Jump up to: а б Соломатов В.С. и Морези Л.Н. (1996). Застойная конвекция век на Венере. Журнал геофизических исследований: Планеты , 101 (E2), 4737-4753.
- ^ Брейер Д. и Спон Т. (2003). Ранняя тектоника плит против тектоники одиночных плит на Марсе: данные истории магнитного поля и эволюции коры. Журнал геофизических исследований: Планеты , 108 (E7).