Тектоника крышки - Lid tectonics

Тектоника крышки, обычно считается застойная тектоника крышки, это тип тектоника который, как полагают, существует на нескольких планетах и ​​лунах в Солнечная система, и, возможно, существовали на Земле в начале ее истории. Крышка эквивалентна литосфера в тектоника плит, состоящий из твердых силикат минералы (или твердый лед в случае ледяных планет и лун). Относительная стабильность и неподвижность сильных более холодных крышек приводит к застойной тектонике крышки, которая значительно уменьшила горизонтальную тектонику по сравнению с тектоникой плит (которую также можно описать как подвижная тектоника крышки).[1] Наличие застойной крышки над конвекционным мантия был признан возможным стабильным режимом конвекции на Земле, в отличие от хорошо подтвержденной тектоники подвижных плит текущего эона.[2]

Формирование

Крышка тектонического режима возникает, когда холодная верхняя литосфера слишком вязкая, чтобы участвовать в нижележащем потоке мантии.[3][4][5][6] Крышка предел текучести достаточно высока, чтобы крышка не могла хрупко сломаться. Это соотношение во многом зависит от отношения прочности литосферы к естественным конвективным напряжениям.[7] Следовательно, если сила литосферы больше, чем конвективные напряжения, то существует застойная тектоника крышки.

Факторы, способствующие тектонике крышки

Многие характеристики планетарного тела влияют на наличие и степень тектоники крышки. Температура тела граница ядро ​​– мантия, а также наличие воды сильно влияют на реологию, состав и тепловую диагностику тектоники крышки.

Крышка не будет участвовать в основной конвекции мантии. В основании литосферы, где крышка находится в контакте с менее вязким материалом, расплавы будут формироваться в тепловом пограничном слое и вызывать капли, которые, как считается, перидотит сочинение.[7] Этот режим застойной крышки не будет эффективно перемешивать мантию.

Другие планетные тела

Застойный режим век - самый распространенный тип тектоника плит стиль, существующий в Солнечная система.[7][8] Меркурий,[7] то Луна,[7] Венера,[9] и Ио[9] Считается, что все они на протяжении всей своей истории доминировали над тектоникой крышки. В мантии Меркурия и Луны тепло в основном теряется из-за проводимости через крышку, что приводит к низким тепловым потокам.[10] Соломатов и Мореси придумали термин «застойная крышка», когда они охарактеризовали тектонический стиль, который присутствовал на Венере в 1996 году.[11] Они заявили, что у Венеры были плюмы, похожие на Земные, которые поднимались на поверхность, а холодные «капли» литосферы снова опускались вниз.[11] Также считается, что на Марсе тектоника застойных крышек, хотя и намного медленнее, чем на Венере.[12]

Рекомендации

  1. ^ О'Нил С .; Робертс Н. (2018). "Тектоника крышки - Предисловие". Границы геонаук. 9 (1): 1–2. Дои:10.1016 / j.gsf.2017.10.004.
  2. ^ Гурнис М. (1989). «Переоценка теплопереноса с помощью конвекции переменной вязкости с пластинами и крышками» (PDF). Письма о геофизических исследованиях. 16 (2): 179–182. Дои:10.1029 / GL016i002p00179.
  3. ^ Огава, М., Шуберт, Г., Зебиб, А., 1991. Численное моделирование трехмерной тепловой конвекции в жидкости с вязкостью, сильно зависящей от температуры. J. Fluid Mech. 233, 299–328.
  4. ^ Мореси, Л., Соломатов, В.С., 1995. Численное исследование двумерной конвекции с чрезвычайно большими вариациями вязкости. Phys. Жидкости 7, 2154–2162.
  5. ^ Соломатов В.С., Мореси Л., 1997. Три режима мантийной конвекции с неньютоновской вязкостью и застойной крышечной конвекцией на планетах земной группы. Geophys. Res. Lett. 24, 1907–1910.
  6. ^ Соломатов В.С., Мореси Л., 2000. Масштабирование зависящей от времени застойной конвекции крышки: приложение к мелкомасштабной конвекции на Земле и других планетах земной группы. J. Geophys. Res. 105, 21795–21818
  7. ^ а б c d е О'Нил, К., Еллинек, А.М., Ленардик, А., 2007a. Условия возникновения тектоники плит на планетах и ​​спутниках земной группы. Планета Земля. Sci. Lett. 261, 20–32.
  8. ^ Стерн, Р.Дж., 2008. Тектоника плит современного стиля началась в неопротерозойское время: альтернативная интерпретация тектонической истории Земли. В: Конди, К.С., Пиз, В. (ред.), Когда началась тектоника плит на планете Земля ?. Специальный доклад Геологического общества Америки 440, стр. 265–280.
  9. ^ а б Стерн, Р. Дж. (2005). Свидетельства офиолитов, голубых сланцев и метаморфических террейнов сверхвысокого давления, свидетельствующие о том, что современный эпизод субдукционной тектоники начался в неопротерозойское время. Геология, 33(7), 557-560.
  10. ^ Лоуро Лоуренсу, Д., Розель, А. Б., Баллмер, М. Д., Герия, Т., и Такли, П. Дж. (2018, апрель). Плутонически-мягкая крышка: новый глобальный тектонический режим, порожденный интрузивным магматизмом на планетах, подобных Земле. В Тезисы докладов конференции Генеральной Ассамблеи EGU(Том 20, с. 491).
  11. ^ а б Соломатов, В. С., & Морези, Л. Н. (1996). Застойная конвекция крышки на Венере. Журнал геофизических исследований: планеты, 101(E2), 4737-4753.
  12. ^ Брейер Д. и Спон Т. (2003). Ранняя тектоника плит против тектоники одинарных плит на Марсе: свидетельства истории магнитного поля и эволюции земной коры. Журнал геофизических исследований: планеты, 108(E7).