火星＝原始惑星

月が出来た原因として、火星くらいの原始惑星が原始地球に衝突したジャイアントインパクト説が有名ですが、火星は原始惑星から成長出来なかった原始惑星の生き残りです。
イトカワは、４６億年前に形成された微惑星が壊れて出来た小惑星なので、微惑星クラスのヴェスタ、セレスがドーンの詳細観測で組成がある程度絞れたら、ダストから原始惑星までのシナリオの検証が出来上がり？以下、機械翻訳。
火星のために、速い形成が成長を妨げました
ジャーナル「ネイチャー」の５月２６日号で発表された新しい研究によれば、火星は、地球よりはるかにいっそう速く、太陽系の出生の後にわずか２から４百万年で発展しました。 赤い惑星の速い形成はそれがなぜそれほど小さいか説明するのを助けます、と研究の共著者、シカゴ大学においてのニコラス Dauphas とマイアミ大学（Fla.）においてのアリ Pourmand 、が言います。
火星はおそらく太陽系で他の小さい体で衝突によってそのフルのサイズ５０から１億の年以上になった地球のような地球型惑星ではありません、と Dauphas 、地球物理学的な科学での准教授、が言いました。 火星はその代わりに決して完全な惑星に発展しなかった惑星の胎児です。
「地球は火星のような胎児から作られていました、しかし火星は 地球の様な惑星を作るために決して他の胎児に衝突しなかった立ち往生している惑星の胎児です」、と Dauphas が言いました。 新しい仕事は惑星の成長シミュレーションをベースにして２０年前に最初に提案されたこの考えで支持する証拠を提供します。
新しい証拠は多分惑星の科学者が火星を見る方法を変えるでしょう、と Pourmand 、海洋＆大気の「サイエンス」の マイアミ大学Rosenstiel 学校においての海の地質学と地球物理学での助教授、が述べました。 「我々は調査するべき太陽系に胎児がなかったと思いました、しかし我々が火星を調査するとき、我々は結局は地球のような惑星を作った胎児を調査しています。」
そのマントルの未知の構成、地殻の基礎となる岩レイヤのために火星の形成の歴史に大きい不確実性が（すでに）ありました。 「今、我々が面白い科学をすることができるという点に至るまで、我々はそれらの不確実性を縮小することができます」、と Dauphas が言いました。
Dauphas と Pourmand は、火星から隕石のタングステンまでハフニウムの放射性崩壊を、それらの年齢を見積もる方法として使用することによって、火星の時代を洗練することが可能でした。 ハフニウム１８２がタングステンの中に９百万年の半減期を着ている１８２を腐敗させます。 この比較的速い崩壊プロセスは、太陽系の早いイベントの素晴らしいスケールの時間順を組み立てる方法を提供して、５千万年でほとんどすべてのハフニウム１８２が見えなくなるであろうことを意味します。
「そのシステムを適用するために、あなたは２つの勾配を必要とします」、と Pourmand が説明しました。 「あなたは火星のマントルのハフニウム - タングステン比率を必要とします、そしてあなたは火星のマントルのタングステン同位体組成を必要とします。」 後者は 火星由来隕石の分析からよく知られている、しかし前者ではありませんでした。
火星のマントルの化学組成が主として未知であったから、火星の形成の前の見積もりが１千５百万年と同じぐらい高く分布しました。 科学者が融解のような組成を変更するプロセスのために地球のマントルの組成でまだ大きい不確実性と取り組みます。
「我々は火星のために同じ問題を持っています」、と Dauphas が言いました。 火星由来隕石の分析が火星のマントル組成について手がかりを提供します、しかしそれらの合成物は同じく変化しました。
コンドライトの成分、普通のタイプの隕石、に関して若干のためらっている無名を解決することは、それらが必要としたデータを提供しました。 太陽系の出生から残された本質的に変わらない残骸として、惑星の化学組成を推論することに対して、 コンドライトがロゼッタストーンの役をします。
宇宙化学は、集中的にコンドライトを勉強しました、しかしそれでも不完全にそれらがウラン、トリウム、 ルテチウム とハフニウムを含めて、持っていた要素の２つのカテゴリーの 存在量を理解します。
Dauphas と Pourmand はそれで３０以上のコンドライトでこれらの要素の存在量を分析して、そしてそれらをさらに２０の 火星由来隕石の組成と比較しました。 科学者が前に若干の隕石が、それらの組成に基づいて火星から来たことを示しました；別個の隕石が火星にぶつかったとき、このような岩は多分虚空にたたかれました。
「あなたが コンドライトの成分を解決する途端に、あなたは多くの他の質問を扱うことができます」、 Dauphas は、天の川銀河の年代の改善を含めて、彼が２００５年に出版したと言いました。
ハフニウムとトリウムは共に、それらの作品が隕石に比較的不変のままでいることを意味して、頑固であるか、あるいは激しやすくない要素です。 それらは同じく 親石性の要素、火星のコアができたとき、マントルに滞まったであろうそれらです。 それで、もし科学者が火星マントルを着てハフニウム - トリウム比率を測ることができたなら、それらは惑星全体のために比率を持っているでしょう、そしてそれを、それらがその形成の歴史を再構築するために必要とします。
火星隕石接続
ハフニウム、トリウムとタングステンの間の関係は火星のマントルを着ているハフニウム - トリウム比率がコンドライトで同じ比率に類似しているに違いないことを必要としました。 火星マントルのハフニウム - タングステン比率を得るために、それらは 火星由来隕石のトリウム－タングステン比率を コンドライトのトリウム - ハフニウム比率で割りました。
「あなたはなぜそれをしますか？ トリウムとタングステンが極めて類似した化学的な行動を持つから」、と Dauphas が言いました。
Dauphas と Pourmand が（すでに）この比率を決定していた途端に、それらは、どれほど長い間を惑星に発展させるのに火星を要したか計算することが可能でした。 これらのデータに基づいたコンピュータシミュレーションが火星が太陽系の形成のたった２百万年後にその現在のサイズの半分に達したに違いないことを示しました。
速く火星を形成することは、その大気のキセノン内容と地球のそれで当惑させる類似性を説明するのに役立つでしょう。
「多分それはただ偶然の一致に過ぎません、しかし多分解決は地球の大気の一部が、それら自身の大気、多分 火星の様な大気を持っていた胎児についてより以前の世代から相続されたということです」、と Dauphas が言いました。
火星の短い期間の形成の歴史はさらに、隕石から知られているアルミニウム２６がその歴史で早く惑星をマグマ大洋に変えたという可能性を提起します。 アルミニウム２６が７００,０００年の半減期を持っています、それでそれは地球の内部の熱に寄与するにはあまりにも速く消失したでしょう。
もし火星が２百万年でできたなら、しかしながら、アルミニウム２６の重要な量が残っているでしょう。 「このアルミニウム２６が崩壊するとき、それは熱を放って、そして完全に惑星を融かすことができます」、と Pourmand が言いました。