初期地球の水の貯留層としての超高圧マグネシウム塩酸塩

最近の研究では地球はドライに出来て後期重爆撃期に小惑星から水補給が量的にも同位体比的にも適合すると思っていたけど化学的にはコアに水を保有可能という事か。以下、機械翻訳。
初期地球の水の貯留層としての超高圧マグネシウム塩酸塩https://arxiv.org/abs/2202.00752
2022年1月30日に提出
地球上の水の起源は長年の謎であり、深部地球の条件で安定し、地球に豊富な元素でできている含水化合物の包括的な調査が必要です。以前の研究は通常、地球のマントルの現在の圧力-温度条件の範囲に焦点を合わせており、コアとマントルの分離の段階など、過去の考えられる違いを無視していました。ここで、ab initio進化構造予測を使用すると、メガバール圧力で安定しているのは2つのハイドロシリケートマグネシウム相、 -Mg SiOと\ -Mg SiOであることがわかりα252β252、それぞれ262-338GPaおよび> 338 GPaで安定しています（これらの圧力はすべて、現在、地球の鉄心内にあります）。どちらも、関連する条件で準一次元の陽子拡散を伴う超イオン伝導体です。地球の歴史の最初の3000万年の間、地球の核が形成される前に、これらは地球に存在し、地球の水の多くをホストしていたに違いありません。高密度の鉄合金が分離して地球のコアを形成すると、Mg SiO相が分解して水を放出しましたしたがって、現在絶滅しているMg SiO H相は、私たちの惑星の進化に大きく貢献している可能性があります。

「地球の水はどこから来たのか」は長年の謎であり、理解するために不可欠です
生命がどのように現れ、地球の内部のダイナミクスが時間とともにどのように進化したか。現在、そこに
この問題に関する2つの相反する見解は次のとおりです。（1）水は原始的である、つまり地球が持っていた
降着中にその水のほとんどを獲得した、または（2）水が後で水に富むエアロライトによって寄付された。最初の仮説は本質的に水が地球の内側から放出されることを意味します
（「地獄」）、2番目のものは水が宇宙空間（「天国」）から来ると述べています。
最近、証拠の増加が最初の仮説を支持しました[1-3]。重水素/水素（D / H）比は、水の起源の指紋と見なされ、説得力のある議論を提供します。
地球の深部マントルのD / H比は低く、エンスタタイトコンドライト隕石に非常に近いです。
[4]、これは若い地球の基本的な構成要素であり、地球の内部は原始太陽系星雲から直接来た可能性があります[1]。
ただし、この仮説にはいくつかの疑問があります。他の惑星物質と比較して鉄やケイ酸塩など、水は凝縮温度がはるかに低いため、生まれたばかりの地球の高い表面温度で宇宙に放出されたでしょうそして
その後、月を形成する衝撃によって。完全な損失を避けるために、水は内部に保管されていなければなりません
惑星の新生児降着期の地球。含水ケイ酸塩などの含水鉱物、そのような貯水池の主要な候補です。
以前の研究[5]で、いくつかの含水ケイ酸マグネシウムが報告されています。
当然のことながら、Mg、Si、Oは、地球のマントルで最も豊富な元素です。多くの科学的な関心はフェーズBおよびC（Mg10Si3O18H4）に引き付けられ、最大17.8 GPa [6]まで安定しており、
フェーズD、F、およびG（Mg1.14Si1.73H2.81O6）、少なくとも22.5 GPaまで、約1000℃で安定
[6,7]。これらの含水相は、おそらく上部マントルの必須の貯水池であり、
遷移ゾーン。最近発見されたH相（MgSiO4H2）は、上記の高圧で安定しています。
48 GPaは、メソスフェアの水を保存する可能性があります[8]が、後で解離することが示されました
圧力をさらに約52GPaに上げると、MgSiO3（ブリッジマナイト）とH2O（氷-Ⅷ）になります。
（第一原理予測）[9]または〜60 GPa（実験）[10]。さらに、フェーズHは
高温で不安定であり、その上部解離境界は約1500Kであると予測されています[11]
準調和近似（QHA）内で第一原理計算を使用します。そのような
気温はメソスフェアの最も寒い部分、特に
沈み込んだリソスフェアスラブは、通常のマントルよりも通常約500 K低温であるため、
マントル内のH相の可能な存在量を制限します。さらなる研究[8]は、Alが豊富であることを示しました
相Hは、状態図のはるかに広いP-Tフィールドで生き残ることができます。その他の含水相
これまでに調査されたのは、含水ケイ酸アルミニウム[12-14]と水酸化鉄[15,16]です。ご了承ください
これまでの研究は、圧力が下がっている今日のマントルの含水鉱物に焦点を当てていました
136 GPa –高圧は、鉄合金とケイ酸塩や水酸化物はありません。しかし、これは今日もそうです–私たちのレポートは時代に注目を集めています
コアの形成前、ケイ酸塩が地球全体に存在したとき、はるかに高い圧力。

コアとマントルの分離[17]は、初期の歴史の中で最も重要なプロセスです。
地球。原始惑星は、より小さな物体の衝突の結果として形成されたと考えられています
（微惑星）、元の中に存在する固体の破片から以前に凝縮していた
星雲。微惑星には、すでに分化または混合された鉄とケイ酸塩が含まれていました
一緒。時が経つにつれて、高密度の鉄合金が地球の中心に定着し、そのコアを形成しました。
コア形成を伴う複雑な地球化学的プロセスは、大きな影響を及ぼしました
地球の化学と進化。コアとマントルの分離に関する以前の研究[17]
主に遷移金属、特に親鉄（「鉄を好む」）金属に焦点を当てていますが、それだけではありません。若い地球では、コアとマントルが分離する前に、ケイ酸塩が大きく伸びていました
より深く、現在よりもはるかに高い圧力にさらされています。ここでは、これまでのことを示します
未知の含水相はそのような条件で安定しています–それらは以前に存在していたはずです
コアの形成。これらの一時的な、現在は絶滅した鉱物相は、おそらく
私たちの惑星の運命に影響を与える強力な要因。

図1.Mg2SiO5H2相の安定性と構造。 （a）相対的なα-、β-Mg2SiO5H2の生成エンタルピー
圧力の関数として、MgSiO3 + MgO + H2O集合体のエンタルピーに。 ゼロ点に注意してください
エネルギー（ZPE）はこれらのエンタルピーには含まれていません。 （b）[010]方向のα-Mg2SiO5H2の結晶構造。
（c）[010]方向のβ-Mg2SiO5H2の結晶構造。 Mg、Si、O、およびH原子はオレンジ色で表示され、
それぞれ青、赤、白の球。


図2.Mg2SiO5H2のプロトンダイナミクス。 （a、b）α-Mg2SiO5H2におけるプロトンの平均二乗変位
300 GPaおよび（a）1000 K、（b）4000K。（c–f）（c、d）[010]および（e、f）最後の3 psの実行からのα-Mg2SiO5H2の[100]方向は、（c、e）通常の（1000 K）および（d、f）を表します。
超イオン（4000 K）状態。


図3.α-Mg2SiO5H2の圧力-温度安定性フィールド。 の高温解離境界
α-Mg2SiO5H2は実線で示されています。 ZPE補正では、ゼロでの地層圧力に注意してください
温度は247GPaに少しシフトします。 通常状態と超イオン状態は、三角形と円でマークされています。
それぞれ; 2300 K付近での境界は、青い実線で示されています。 比較のために、
H2Oの超イオン転移の温度は、前の研究に基づいて一点鎖線で示されています
[26]。


図4.（a）コア形成の初期段階、（b）コアとマントルの分離後の貯水モデル。