木星の衛星ガニメデには、内部で生成された現在の磁場があります。この発見は、1996 年のガリレオ ミッションでの最も予想外の発見の 1 つでした。ガニメデは氷の月です。厚い氷の殻 (900 km) がガニメデの最外層を形成し、その下に岩石のマントルが存在します。一番奥の部分はおそらく金属の芯です。
科学者たちはガニメデの磁場の起源についてさまざまな説明を思いつきましたが、最も可能性の高いソース領域は金属コアです。 20 世紀半ば以降、液体金属の複雑な流体運動が、惑星コアの自立ダイナモにつながることが知られていました。このような電磁流体ダイナモは、電磁誘導の原理に基づいて運動エネルギーを磁気エネルギーに変換します。その結果、小さな磁場摂動が増幅され、有限振幅の磁場につながり、最終的には宇宙ミッションによって測定されます。
ただし、金属コアを持つすべての惑星または月がダイナモを示すわけではありません。一般的な観測では、火星、月、およびおそらく特定の小惑星などの地球よりも小さい地球体は、古代の磁場の兆候を示すだけで、今日の磁気活動を欠いている.この点で、ガニメデの現在の磁場は驚くべきものです。
コア ダイナモの重要な前提条件の 1 つは、導電性液体の運動 (運動エネルギー) です。金属コアで運動エネルギーを生成する最も可能性の高いソースは、熱化学対流によるものです。熱化学対流は、流体運動の 2 つの駆動メカニズムを意味します:温度差による熱対流 (例:コンロの鍋で水を沸騰させる) または組成の違いによる組成的対流 (例:コーヒーに牛乳が沈む)。熱駆動のダイナモは通常、非常に初期の進化 (4000 ～ 4500 Myr 前) に発生する可能性がありますが、特にガニメデのような小さな惑星体の場合、現在まで維持するのははるかに困難です。これは、ガニメデの現在のダイナモを説明するための組成対流の重要性を強調しています。
惑星コアの組成対流は、多くの場合、コアの分化、つまりコアの一部が固体になり、それによって浮力のある軽元素を放出することに関連しています。コア内の軽元素の存在は、組成対流にとって重要です。地球のコアの地震学的観測は、それが主に鉄またはニッケルと、硫黄、酸素、水素、シリコンなどのいくつかの軽合金元素で構成されていることを示しています。これらの元素はすべて太陽系に豊富に存在するため、他の惑星体の金属コアにも存在すると考えられています。コアの正確な組成は不明ですが、最も研究されている組成は鉄と硫黄の混合物 (Fe-FeS) です。
ガニメデのコアのトップダウン凍結
地球のコアは内部の固体鉄コアを形成することによって底部から上部まで凍結しますが、低圧 Fe-FeS 合金に関する実験的研究は、ガニメデなどの小さな惑星体ではコア凍結が非常に異なる方法で進行する可能性があることを示唆しています。それらの小さな体のコアは、おそらく上から下まで凍結します. DLR の研究者 (Rückriemen、Breuer、Spohn) による最近の研究では、トップダウン凍結によって駆動されるダイナモがガニメデの現在の磁場を説明できるかどうかを調査しています。
コア内の硫黄の量に応じて、2 つの異なるトップダウン凍結シナリオを想定できます。コアに鉄が豊富に含まれている場合、コアの上部に固体の鉄が自由結晶として形成されることがあります (鉄の雪)。 政権）。鉄の結晶が形成される領域は、スノーゾーンと呼ばれます。重い鉄の結晶は、再溶解する条件が整うまで、雪地帯に沈みます。鉄の融解は、雪のゾーンの底を定義します.再溶解した重い鉄の結晶は、降雪地帯の下のより深いコアで組成対流を引き起こします。
コアの継続的な冷却により、雪のゾーンはより深い液体のコアを犠牲にして成長し、最終的には中心に鉄の結晶が蓄積することによって内部の固体の鉄のコアが形成されます.鉄雪領域の特異性は、組成対流が持続するのは、雪域がコア全体にわたって成長する必要がある間だけであるということです。これは、ダイナモの最大寿命が積雪域の成長によって制限されることを意味します。コアが硫黄に富む場合、固体の硫化鉄 (FeS) が形成され、コアの上部に固体層が形成され、その上にある岩石のマントル (FeS 層) に付着します。 政権）
この層の形成により、固液界面で重い液体鉄が放出され、最終的にはより深いコアで組成対流が発生します。関連するダイナモは、十分なエネルギーが利用可能である、つまり、組成対流が十分に活発である場合、コア全体が固体になるまで理論的に動作できます。その結果、FeS 層領域のダイナモは、Fe 雪領域のダイナモほど時間的に制限されません。
ダイナモのタイミング
著者らは、ガニメデのマントルとコアの結合された 1 次元の熱化学進化モデルを開発することにより、ダイナモのタイミングを研究しました。このモデルに基づいて、著者はダイナモが利用できる電力を時間の関数として計算できます。この電力は、磁場スケーリング則への入力として使用され、現在、Fe スノーまたは FeS 層領域で生成された磁場が存在できるかどうかという疑問に答えます。多くの材料パラメータと同様に初期条件が不明なため、熱発展モデルでは通常、許容可能な入力パラメータの範囲が広くなります。したがって、著者は、多数のモンテカルロ シミュレーションを利用します。各シミュレーションは、これらのパラメーターの疑似ランダムな組み合わせです。現在の磁場を説明できれば、そのシミュレーションは「成功」したと見なされます。
この研究の主な発見は、Fe S 層領域と同様に、Fe 雪がガニメデの現在の磁場を説明できるということです。成功した Fe 雪および FeS 層モデルの硫黄濃度は 4 ～ 19 wt% (質量パーセント) から 26 ～ 36 wt% です。成功したすべてのモデルは、初期コア硫黄濃度と岩石マントルの参照粘度との相関関係を示しています。後者はマントル対流の効率を制御し、したがってコア冷却の程度を制御します。参照粘度が低いほど、マントル対流の効率が高くなり、その逆も同様です。
ダイナモの寿命は、2 つの凍結シナリオの最も大きな違いです。 FeS 層領域のダイナモは長期間 (数千万年) 活動することができますが、Fe 雪領域では驚くほど短命 (1 億年未満) です。後者は、積雪地帯の急速な成長と、それに伴うダイナモの停止によるものです。磁場の存在が表面に影響を与えた場合、ダイナモの年代を特定し、2 つのトップダウンの凍結状態を区別できる可能性があります。
この研究は、地球のようなボトムアップのコア結晶化とは根本的に異なる代替のコア凍結メカニズムを探求するための重要なステップです。この結果は、トップダウンの凍結が金属コアを持つ小さな惑星体にとって重要であることを示しており、最後になりましたが、ガニメデの不可解な磁場について実行可能な説明を提供します.
これらの調査結果は、Fe–FeS コアとガニメデの現在の磁場でのトップダウン凍結というタイトルの記事で説明されており、最近 Icarus 誌に掲載されました。 この作業は、惑星研究所、DLR、ミュンスター大学のティナ・リュックリーメンとティルマン・スポーン、および惑星研究所、DLRのドリス・ブロイヤーによって行われました。
