Planetens kärna

Den här artikeln handlar om planeternas kärnor. För jordens kärna, se Inre kärna , Yttre kärna , Jordens kärna .

Kärnan  är de innersta lagren av planeten . Kärnan kan bestå av flera fasta och flytande lager [1] , samt vara helt fast eller helt flytande [2] . I solsystemets planeter sträcker sig kärnans radie från cirka 20 % för månen till 85 % för Merkurius av planetens radie .

En naturlig satellit på planeten kan också ha en kärna om dess volym är gravitationsdifferentierad .

Gasplaneter som Jupiter och Saturnus har också kärnor, men deras sammansättning är fortfarande en fråga om debatt. Olika teorier tyder på förekomsten av både traditionella sten- eller järnkärnor, såväl som isiga kärnor, såväl som kärnor av metalliskt väte [3] [4] [5] . Det är känt att den relativa (jämfört med planetens storlek) kärnstorlek hos gasjättar är mycket mindre än till exempel jordens. Men den absoluta storleken och massan av kärnan hos sådana planeter kan vara mycket stor: massan av Jupiters kärna uppskattas till 12 M⊕ och massan av kärnan på exoplaneten HD 149026 b  är 67 M⊕ [6] .

Upptäckt

Jorden var den första planeten som fick en kärna upptäckt.

År 1798 beräknade den brittiske fysikern och kemisten Henry Cavendish jordens medeldensitet och fick ett värde på 5,48 av vattnets densitet (senare specificerades detta värde, nu 5,53). Detta ledde honom till idén att det finns ett område med ökad densitet inuti jorden. Han insåg att tätheten av stenar i detta område är mycket högre än densiteten som är karakteristisk för stenar som kommer till jordens yta [7] .

År 1898 föreslog den tyske fysikern Johann Emil Wiechert att jordens kärna i sammansättning liknar järnmeteoriter, som är fragment av kärnorna hos asteroider och protoplaneter. Järnmeteoriter kan dock inte vara helt likvärdiga med jordens kärna, eftersom de bildades i mycket mindre kroppar och därför med olika fysikalisk-kemiska parametrar [8] .

År 1906 upptäckte den brittiske geologen Richard Dixon Oldham jordens yttre kärna med hjälp av en kompressionsvåg [9] .

År 1936 upptäckte den danske geofysikern och seismologen Inge Lehmann jordens inre kärna genom att studera utbredningen av seismiska vågor från jordbävningar i södra Stilla havet [10] .

Modeller för bildning

Accretion

Steniga planeter bildas som ett resultat av den gradvisa ansamlingen av dammpartiklar från en protoplanetär skiva till en planetesimal , upp till 10 km i diameter. Efter att ha nått denna storlek ökar den komprimerande substansen temperaturen i centrum. Den ökade temperaturen smälter den och bildar en protoplanet. Protoplaneten under en viss tidsperiod (cirka 10 5 -10 6 år) ökar till storleken på Månen eller Mars, och fortsätter under vissa förhållanden att öka i ytterligare 10-100 miljoner år [11] .

Gasjättar som Jupiter och Saturnus bildas troligen runt redan existerande steniga eller isiga kroppar som samlar gas från det protoplanetära molnet på sig själva och förvandlar sig själva till kärnorna på jätteplaneterna.

Teorin om ackretion kan inte förklara bildandet av planeter på ett avstånd av mer än 35 AU. e. från moderstjärnan [5] .

Gravitationsdifferentiering

Gravitationsdifferentiering i vid mening innebär separation av en inhomogen magmatisk smälta under påverkan av gravitationskrafter, åtföljd av frigörande av energi [12] .

Till exempel, vid tiden för jordens bildande, var de element som den bestod av (främst föreningar av kisel och järn) helt blandade med varandra; deras temperatur var relativt låg. Med tiden, under påverkan av gravitationskrafter, började lättare kiselföreningar stiga till jordens yta, medan tyngre järn och dess föreningar började sjunka mot kärnan. Detta åtföljdes av frigörandet av en stor mängd energi (i form av värme), vilket så småningom ledde till uppvärmningen av planetens inre. Processen med gravitationsdifferentiering fortsätter på jorden tills nu [11] . Enligt vissa forskare kan det fungera som en källa till sitt termiska fält.

Observerade utomjordiska typer

Nedan är de observerade typerna av planet- och satellitkärnor.

I solsystemet

Merkurius

Fram till nyligen antogs det att i Merkurius tarmar finns en metallkärna med en radie på 1800–1900 km, innehållande 60% av planetens massa, eftersom rymdfarkosten Mariner-10 upptäckte ett svagt magnetfält, och det man trodde att en planet med så liten storlek inte kunde ha flytande kärnor. Men 2007 sammanfattade Jean-Luc Margots grupp fem år av radarobservationer av Merkurius, under vilka de märkte variationer i planetens rotation , för stora för en modell med en solid kärna. Därför är det idag möjligt att med hög grad av säkerhet säga att planetens kärna är just flytande [13] [14] .

Andelen järn i Merkurius kärna är högre än hos någon annan planet i solsystemet. Flera teorier har föreslagits för att förklara detta faktum. Enligt den mest stödda teorin i det vetenskapliga samfundet hade Merkurius ursprungligen samma förhållande mellan metall och silikater som en vanlig meteorit, med en massa 2,25 gånger större än nu [15] . Men i början av solsystemets historia träffade en planetliknande kropp Merkurius, med 6 gånger mindre massa och flera hundra kilometer i diameter. Som ett resultat av nedslaget separerade det mesta av den ursprungliga skorpan och manteln från planeten, på grund av vilket den relativa andelen av kärnan i planeten ökade. En liknande hypotes, känd som jätteeffektteorin , har föreslagits för att förklara månens bildning [15] . Denna version motsägs dock av de första uppgifterna om studien av elementarsammansättningen av Merkurius yta med hjälp av AMS Messenger gammaspektrometer , som gör det möjligt att mäta innehållet i radioaktiva isotoper: det visade sig att Merkurius har mycket det flyktiga grundämnet kalium (jämfört med mer eldfast uran och torium), vilket är oförenligt med de höga temperaturer som är oundvikliga vid en kollision [16] . Därför antas det att kvicksilverets grundämnessammansättning motsvarar den primära grundämnessammansättningen av materialet från vilket det bildades, nära enstatitkondriter och vattenfria kometpartiklar , även om järnhalten i enstatitkondriter som studerats hittills är otillräcklig för att förklara hög medeldensitet av Merkurius [17] .

Kärnan omges av en 500–600 km tjock silikatmantel [18] [19] . Enligt Mariner-10-data och observationer från jorden är tjockleken på planetens skorpa från 100 till 300 km [20] . Merkurius järn-nickel kärna är ungefär 3/4 av dess diameter, ungefär lika stor som månen. Den är väldigt massiv jämfört med kärnan på andra planeter.

Venus

Flera modeller av Venus interna struktur har föreslagits. Enligt den mest realistiska av dem finns det tre skal på Venus. Den första är en skorpa som är cirka 16 km tjock. Nästa är manteln, ett silikatskal som sträcker sig till ett djup av cirka 3300 km till gränsen till järnkärnan, vars massa är ungefär en fjärdedel av hela planetens massa. Eftersom det inte finns något eget magnetfält på planeten, bör det antas att det inte finns någon rörelse av laddade partiklar i järnkärnan - en elektrisk ström som orsakar ett magnetfält, därför finns det ingen rörelse av materia i kärnan, dvs. är att den är i fast tillstånd. Densiteten i planetens centrum når 14 g/cm³. Sammansättningen av Venus kärna är inte exakt definierad, och beror mycket på modellen som används [21] .

Element Kondritisk modell Jämviktskondensationsmodell Pyrolitisk modell
Järn 88,6 % 94,4 % 78,7 %
Nickel 5,5 % 5,6 % 6,6 %
Kobolt 0,26 % okänd okänd
Svavel 5,1 % 0 % 4,9 %
Syre 0 % okänd 9,8 %
Moon

Månen är en differentierad kropp, den har geokemiskt olika skorpa, mantel och kärna. Skalet på den inre kärnan är rikt på järn, den har en radie på 240 km, den flytande yttre kärnan består huvudsakligen av flytande järn med en radie på ca 300-330 km. Runt kärnan finns ett delvis smält gränsskikt med en radie på cirka 480-500 kilometer [22] . Denna struktur tros ha uppstått från fraktionerad kristallisering från ett globalt hav av magma kort efter att månen bildades för 4,5 miljarder år sedan [23] . Månskorpan har en genomsnittlig tjocklek på ~ 50 km.

Anteckningar

  1. ↑ Solomon, SC Heta nyheter om Merkurius kärna   // Vetenskap . - 2007. - Vol. 316 , nr. 5825 . - s. 702-703 . - doi : 10.1126/science.1142328 . — PMID 17478710 .  (prenumeration krävs)
  2. ↑ Williams, Jean-Pierre; Säg, Francis. Thermal evolution of the Martian core: Impplications for an early dynamo  (engelska)  // Geology : journal. - 2004. - Vol. 32 , nr. 2 . - S. 97-100 . - doi : 10.1130/g19975.1 .
  3. ↑ Pollack, James B.; Grossman, Allen S.; Moore, Ronald; Graboske, Harold C. Jr. En beräkning av Saturnus gravitationssammandragningshistoria  (engelska)  // Icarus  : journal. - Academic Press, Inc., 1977. - Vol. 30 . - S. 111-128 . - doi : 10.1016/0019-1035(77)90126-9 . - .
  4. ↑ Fortney, Jonathan J.; Hubbard, William B. Fasseparation i jätteplaneter: inhomogen utveckling av Saturnus  (engelska)  // Icarus  : journal. - Academic Press, 2003. - Vol. 164 . - s. 228-243 . - doi : 10.1016/s0019-1035(03)00130-1 .
  5. ↑ 1 2 Stevenson, DJ Bildning av jätteplaneterna // Planet. rymdvetenskap. - Pergamon Press Ltd., 1982. - V. 30 , nr 8 . - S. 755-764 . - doi : 10.1016/0032-0633(82)90108-8 .
  6. ↑ Sato, Bun'ei; al., et. N2K-konsortiet. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core  //  The Astrophysical Journal  : journal. - The American Astronomical Society, 2005. - November ( vol. 633 ). - s. 465-473 . - doi : 10.1086/449306 . - .
  7. ↑ Cavendish, H. Experiment för att bestämma jordens täthet  // Philosophical  Transactions of the Royal Society of London  : journal. - 1798. - Vol. 88 . - S. 469-479 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0022 .
  8. ↑ Wiechert, E. Uber die Massenverteilung im Inneren der Erde  (tyska)  // Nachr. K. Ges. Wiss. Göttingen, Math-KL. - 1897. - S. 221-243 .
  9. ↑ Oldham, Richard Dixon. Konstitutionen av jordens inre som avslöjats av Earthquakes  //  GT Geological Society of London: tidskrift. - 1906. - Vol. 62 . - s. 459-486 .
  10. ↑ Transdyne Corporation. Richard D. Oldhams upptäckt av jordens kärna / J. Marvin Hemdon. — Transdyne Corporation, 2009.
  11. ↑ 1 2 Wood, Bernard J.; Walter, Michael J.; Jonathan, Wade. Tillväxt av jorden och segregation av dess kärna // Naturrecensioner. - Nature, 2006. - Juni ( v. 441 ). - S. 825-833 . - doi : 10.1038/nature04763 .
  12. ↑ differentiering . — Merriam Webster, 2014.
  13. ↑ Guld, Lauren. Kvicksilver har smält kärna, visar Cornell-forskare (inte tillgänglig länk) . Krönika online . Cornell University (3 maj 2007). Tillträdesdatum: 12 maj 2008. Arkiverad från originalet 28 april 2008. 
  14. ↑ Finley, Dave. Mercury's Core Molten, Radar Study Shows (länk ej tillgänglig) . National Radio Astronomy Observatory (3 maj 2007). Hämtad 12 maj 2008. Arkiverad från originalet 16 maj 2008. 
  15. ↑ 1 2 Benz W., Slattery WL, Cameron AGW Kollisionsavlägsning av Merkurius mantel   // Icarus . - Elsevier , 1988. - Vol. 74 . - s. 516-528 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90118-2 .  (Tillgänglig: 12 juni 2011)
  16. ↑ Patrick N. Peplowski et al. Radioaktiva element på Merkurius yta från MESSENGER: Implikationer för planetens bildning och  evolution  // Vetenskap . - 2011. - Vol. 333 . - P. 1850-1852 . - doi : 10.1126/science.1211576 .
  17. ↑ Larry R. Nittler et al. Huvudelementets sammansättning av Merkurius yta från MESSENGER X-ray  Spectrometry  // Science . - 2011. - Vol. 333 . - P. 1847-1850 . - doi : 10.1126/science.1211567 .
  18. ↑ Spohn T.; Sohl F.; Wieczerkowski K.; Conzelmann V. Merkurius inre struktur: vad vi vet, vad vi förväntar oss av BepiColombo  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 2001. - Vol. 49 . - P. 1561-1570 . - doi : 10.1016/S0032-0633(01)00093-9 .  (Tillgänglig: 12 juni 2011)
  19. ↑ Gallant, R. 1986. National Geographic Picture Atlas of Our Universe . — 2:a upplagan. — National Geographic Society, 1994.
  20. ↑ Anderson JD et al. Form och orientering av Merkurius från radaravståndsdata   // Icarus . - Academic Press , 1996. - Vol. 124 . - s. 690-697 . - doi : 10.1006/icar.1996.0242 .  (Tillgänglig: 12 juni 2011)
  21. ↑ Fegley, B. Jr. Venus // Avhandling om geokemi. - Elsevier, 2003. - T. 1 . - S. 487-507 . - doi : 10.1016/b0-08-043751-6/01150-6 .
  22. ↑ Lunar Core (NASA  )
  23. ↑ Kristallisering av månmagmahavet 

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk