Jądro planetarne
Jądro planety składa się z najbardziej wewnętrznych warstw planety . Rdzenie mogą być całkowicie stałe lub całkowicie płynne, lub stanowić mieszaninę warstw stałych i ciekłych, jak ma to miejsce w przypadku Ziemi. W Układzie Słonecznym rozmiary jąder wahają się od około 20% ( Księżyc ) do 85% promienia planety ( Merkury ).
Gazowe olbrzymy również mają rdzenie, chociaż ich skład jest wciąż przedmiotem dyskusji i waha się pod względem możliwego składu od tradycyjnego kamienia/żelaza, po lód lub ciekły metaliczny wodór . Jądra gazowych gigantów są proporcjonalnie znacznie mniejsze niż rdzenie planet ziemskich, chociaż mogą być jednak znacznie większe od rdzenia Ziemi; Jowisz jest 10–30 razy cięższy od Ziemi, a egzoplaneta HD149026 b może mieć jądro o masie 100 razy większej od masy Ziemi.
Badania rdzeni planetarnych są trudne, ponieważ nie można do nich dotrzeć wiertłem, a prawie nie ma próbek, które jednoznacznie pochodziłyby z jądra. Dlatego bada się je za pomocą technik pośrednich, takich jak sejsmologia, fizyka minerałów i dynamika planet.
Odkrycie
Jądro Ziemi
W 1797 roku Henry Cavendish obliczył, że średnia gęstość Ziemi jest 5,48 razy większa od gęstości wody (później doprecyzowanej do 5,53), co doprowadziło do przyjętego przekonania, że Ziemia jest znacznie gęstsza w swoim wnętrzu. Po odkryciu meteorytów żelaznych Wiechert w 1898 r. postulował, że Ziemia ma podobny skład masowy jak meteoryty żelazne, ale żelazo osiadło we wnętrzu Ziemi, co później przedstawił poprzez całkowanie gęstości nasypowej Ziemi z brakującymi żelazo i nikiel jako rdzeń. Pierwsze odkrycie jądra Ziemi miało miejsce w 1906 roku przez Richarda Dixona Oldhama po odkryciu tzw załamka P ; płynny rdzeń zewnętrzny. Do 1936 roku sejsmolodzy określili rozmiar całego rdzenia, a także granicę między płynnym rdzeniem zewnętrznym a stałym rdzeniem wewnętrznym.
Jądro Księżyca
Wewnętrzną strukturę Księżyca scharakteryzowano w 1974 roku na podstawie danych sejsmicznych zebranych podczas misji Apollo dotyczących trzęsień księżyca . Jądro Księżyca ma promień 300 km. Żelazne jądro Księżyca ma płynną warstwę zewnętrzną, która stanowi 60% objętości jądra, oraz solidny rdzeń wewnętrzny.
Jądra planet skalistych
Jądra planet skalistych początkowo scharakteryzowano poprzez analizę danych ze statków kosmicznych, takich jak należąca do NASA sonda Mariner 10 , która przeleciała obok Merkurego i Wenus, aby obserwować charakterystykę ich powierzchni. Jąder innych planet nie można zmierzyć za pomocą sejsmometrów umieszczonych na ich powierzchni, dlatego należy je wywnioskować na podstawie obliczeń przeprowadzonych na podstawie obserwacji z przelotu. Masa i rozmiar mogą zapewnić obliczenia pierwszego rzędu składników tworzących wnętrze ciała planetarnego. Struktura planet skalistych jest ograniczona średnią gęstością planety i jej momentem bezwładności . Moment bezwładności zróżnicowanej planety jest mniejszy niż 0,4, ponieważ gęstość planety skupia się w środku. Rtęć ma moment bezwładności 0,346, co świadczy o jądrze. Zachowanie obliczeń energii, a także pomiary pola magnetycznego mogą również ograniczać skład, a geologia powierzchni planet może charakteryzować zróżnicowanie ciała od czasu jego akrecji. Jądra Merkurego, Wenus i Marsa mają odpowiednio około 75%, 50% i 40% ich promienia.
Tworzenie
Przyrost
Układy planetarne powstają ze spłaszczonych dysków pyłu i gazu, które szybko (w ciągu tysięcy lat) akumulują się w planetozymale o średnicy około 10 km. Stąd grawitacja przejmuje kontrolę i wytwarza zarodki planetarne wielkości Księżyca i Marsa (10,5 – 10,6 lat ), które rozwijają się w ciała planetarne przez dodatkowe 10–100 milionów lat.
Jowisz i Saturn najprawdopodobniej uformowały się wokół wcześniej istniejących ciał skalistych i/lub lodowych, przekształcając te poprzednie pierwotne planety w jądra gazowych olbrzymów. To jest akrecji rdzenia planetarnego podczas powstawania planet.
Różnicowanie
Zróżnicowanie planetarne jest szeroko definiowane jako rozwój od jednej rzeczy do wielu rzeczy; jednorodnego ciała na kilka heterogenicznych składników. hafnu -182 / wolframu-182 ma okres półtrwania wynoszący 9 milionów lat i szacuje się, że układ wymarły po 45 milionach lat. Hafn jest pierwiastkiem litofilnym , a wolfram jest pierwiastkiem syderofilnym . Zatem jeśli segregacja metali (między jądrem a płaszczem Ziemi) nastąpiła w okresie krótszym niż 45 milionów lat, krzemiany w zbiornikach rozwijają się dodatnie anomalie Hf/W, a w zbiornikach metalowych powstają ujemne anomalie w stosunku do niezróżnicowanego materiału chondrytowego . Zaobserwowane stosunki Hf/W w meteorytach żelaznych ograniczają segregację metali do poniżej 5 milionów lat, natomiast stosunek Hf/W płaszcza Ziemi wskazuje, że rdzeń Ziemi uległ segregacji w ciągu 25 milionów lat. Kilka czynników kontroluje segregację metalowego rdzenia, w tym krystalizację perowskitu . Krystalizacja perowskitu we wczesnym oceanie magmy to utlenianie procesu i może napędzać produkcję i ekstrakcję żelaza metalicznego z pierwotnego stopu krzemianu.
Łączenie rdzeni i skutki
Zderzenia pomiędzy ciałami wielkości planety we wczesnym Układzie Słonecznym są ważnymi aspektami powstawania i wzrostu planet oraz jąder planet.
Układ Ziemia-Księżyc
Hipoteza gigantycznego uderzenia stwierdza, że zderzenie teoretycznej planety wielkości Marsa Theia z wczesną Ziemią utworzyło współczesną Ziemię i Księżyc. Podczas tego uderzenia większość żelaza z Teii i Ziemi została włączona do jądra Ziemi.
Mars
Połączenie jąder pomiędzy proto-Marsem a inną zróżnicowaną planetoidą mogło nastąpić tak szybko, jak 1000 lat lub tak wolno, jak 300 000 lat (w zależności od lepkości obu rdzeni).
Chemia
Określenie składu pierwotnego – Ziemia
Wykorzystując chondrytyczny model referencyjny i łącząc znany skład skorupy i płaszcza , można określić nieznany składnik, czyli skład jądra wewnętrznego i zewnętrznego: 85% Fe, 5% Ni, 0,9% Cr, 0,25% Co i wszystkie inne metale ogniotrwałe w bardzo niskim stężeniu. To pozostawia rdzeń Ziemi z 5–10% deficytem masy w przypadku jądra zewnętrznego i 4–5% deficytem masy w przypadku jądra wewnętrznego; co przypisuje się lżejszym pierwiastkom, które powinny być kosmicznie obfite i rozpuszczalne w żelazie; H, O, C, S, P i Si. Jądro Ziemi zawiera połowę ziemskiego wanadu i chrom i może zawierać znaczne ilości niobu i tantalu . Jądro Ziemi jest ubogie w german i gal .
Składniki deficytu masy ciała – Ziemia
Siarka jest silnie syderofilowa i tylko umiarkowanie lotna oraz zubożona w ziemię krzemianową; może zatem stanowić 1,9% wagowych jądra Ziemi. Z podobnych argumentów wynika, że fosfor może występować w ilości do 0,2% wagowych. Jednakże wodór i węgiel są bardzo lotne, w związku z czym zostałyby utracone podczas wczesnej akrecji i dlatego mogą stanowić odpowiednio jedynie 0,1 do 0,2% wagowych. Krzem i tlen uzupełnij w ten sposób pozostały deficyt masy jądra Ziemi; chociaż liczebność każdego z nich jest nadal przedmiotem kontrowersji, które dotyczą głównie ciśnienia i stopnia utlenienia jądra Ziemi podczas jego powstawania. Nie istnieją żadne dowody geochemiczne wskazujące na obecność jakichkolwiek pierwiastków promieniotwórczych w jądrze Ziemi. Mimo to dowody eksperymentalne wykazały, że potas jest silnie syderofilny w temperaturach związanych z tworzeniem się jądra, dlatego istnieje potencjał występowania potasu w jądrach planet planet, a zatem również potasu-40 .
Skład izotopowy – Ziemia
hafnu do wolframu (Hf/W) w porównaniu z chondrytycznym układem odniesienia wykazują wyraźne wzbogacenie w ziemię krzemianową, co wskazuje na wyczerpanie się jądra Ziemi. Meteoryty żelazne, uważane za powstałe w wyniku bardzo wczesnych procesów frakcjonowania rdzenia, również są wyczerpywane. niobu do tantalu (Nb/Ta) w porównaniu z chondrytycznym układem odniesienia wykazują łagodne ubytki w krzemianach masowych na Ziemi i Księżycu.
Meteoryty pallasytowe
pallasyty powstają na granicy rdzenia i płaszcza wczesnego planetozymalu, chociaż niedawna hipoteza sugeruje, że są to powstałe w wyniku uderzeń mieszaniny materiałów rdzenia i płaszcza.
Dynamika
Dynamo
Teoria dynama to proponowany mechanizm wyjaśniający, w jaki sposób ciała niebieskie takie jak Ziemia wytwarzają pola magnetyczne. Obecność lub brak pola magnetycznego może pomóc w ograniczeniu dynamiki jądra planety. Dalsze szczegóły można znaleźć w artykule dotyczącym ziemskiego pola magnetycznego . Dynamo wymaga źródła wyporu termicznego i/lub składu jako siły napędowej. Sam wypór cieplny z rdzenia chłodzącego nie jest w stanie wywołać niezbędnej konwekcji, jak wskazano w modelowaniu, dlatego wymagany jest wypór składu (ze zmian fazy ). Na Ziemi pływalność wynika z krystalizacji wewnętrznego rdzenia (co może nastąpić w wyniku temperatury). Przykłady wyporności składu obejmują wytrącanie się stopów żelaza na rdzeniu wewnętrznym i niemieszalność cieczy, co może wpływać na konwekcję zarówno pozytywnie, jak i negatywnie, w zależności od temperatur i ciśnień otoczenia związanych z ciałem gospodarza. Inne ciała niebieskie wykazujące pole magnetyczne to Merkury, Jowisz, Ganimedes i Saturn.
Rdzeń źródła ciepła
Rdzeń planetarny działa jako źródło ciepła dla zewnętrznych warstw planety. Na Ziemi strumień ciepła przez granicę płaszcza jądra wynosi 12 terawatów. Wartość tę oblicza się na podstawie różnych czynników: świecącego chłodzenia, różnicowania lekkich pierwiastków, sił Coriolisa , rozpadu radioaktywnego i utajonego ciepła krystalizacji. Wszystkie ciała planetarne mają pierwotną wartość ciepła, czyli ilość energii powstałej w wyniku akrecji. Ochładzanie od tej temperatury początkowej nazywane jest chłodzeniem świeckim, a na Ziemi świeckie chłodzenie rdzenia przenosi ciepło do izolującego krzemianu płaszcz. W miarę wzrostu wewnętrznego rdzenia utajone ciepło krystalizacji zwiększa strumień ciepła docierający do płaszcza.
Stabilność i niestabilność
W małych jądrach planetarnych może nastąpić katastrofalne uwolnienie energii związane ze zmianami fazowymi w ich rdzeniach. Ramsey (1950) stwierdził, że całkowita energia uwolniona w wyniku takiej zmiany fazowej będzie rzędu 1029 dżuli ; równoważny całkowitej energii uwolnionej w wyniku trzęsień ziemi w czasie geologicznym . Takie zdarzenie mogłoby wyjaśnić pas asteroid . Takie zmiany fazowe wystąpiłyby jedynie przy określonych stosunkach masy do objętości, a przykładem takiej zmiany fazowej byłoby szybkie tworzenie lub rozpuszczanie składnika w postaci stałego rdzenia.
Trendy w Układzie Słonecznym
Wewnętrzne planety skaliste
Wszystkie skaliste planety wewnętrzne, a także Księżyc, mają jądro z przewagą żelaza. Wenus i Mars mają dodatkowy ważny pierwiastek w jądrze. Uważa się, że rdzeń Wenus składa się z żelaza i niklu, podobnie jak Ziemia. Z drugiej strony uważa się, że Mars ma rdzeń żelazowo-siarkowy i jest podzielony na zewnętrzną warstwę cieczy wokół wewnętrznego stałego rdzenia. Wraz ze wzrostem promienia orbity planety skalistej zmniejsza się rozmiar jądra w stosunku do całkowitego promienia planety. Uważa się, że dzieje się tak dlatego, że różnicowanie jądra jest bezpośrednio związane z początkowym ciepłem ciała, dlatego rdzeń Merkurego jest stosunkowo duży i aktywny. Wenus i Mars, a także Księżyc nie mają pól magnetycznych. Może to wynikać z braku konwekcyjnej warstwy cieczy oddziałującej ze stałym jądrem wewnętrznym, ponieważ rdzeń Wenus nie jest warstwowy. Chociaż Mars ma warstwę ciekłą i stałą, nie wydaje się, aby oddziaływały one ze sobą w taki sam sposób, w jaki płynne i stałe składniki Ziemi oddziałują, tworząc dynamo.
Zewnętrzne giganty gazowe i lodowe
Obecna wiedza na temat zewnętrznych planet Układu Słonecznego, lodowych i gazowych gigantów, przewiduje, że małe jądra skalne otoczone są warstwą lodu, a modele Jowisza i Saturna sugerują duży obszar ciekłego metalicznego wodoru i helu. Właściwości tych warstw metalicznego wodoru są głównym obszarem spornym, ponieważ trudno jest je wytworzyć w warunkach laboratoryjnych ze względu na wymagane wysokie ciśnienia. Wydaje się, że Jowisz i Saturn uwalniają znacznie więcej energii, niż powinny wypromieniowywać bezpośrednio ze Słońca, co przypisuje się ciepłu wydzielanemu przez warstwę wodoru i helu. Nie wydaje się, aby Uran miał znaczące źródło ciepła, ale Neptun ma źródło ciepła, które przypisuje się „gorącej” formacji.
Obserwowane typy
Poniżej podsumowano znane informacje o jądrach planetarnych danych ciał innych niż gwiazdowe.
W Układzie Słonecznym
Rtęć
Merkury ma zaobserwowane pole magnetyczne, które, jak się uważa, powstaje w jego metalicznym rdzeniu. Jądro Merkurego zajmuje 85% promienia planety, co czyni go największym jądrem w stosunku do wielkości planety w Układzie Słonecznym; wskazuje to, że znaczna część powierzchni Merkurego mogła zostać utracona na początku historii Układu Słonecznego. Rtęć ma stałą krzemianową skorupę i płaszcz pokrywający zewnętrzną warstwę rdzenia ze stałego siarczku żelaza, po której następuje głębsza warstwa ciekłego rdzenia, a następnie możliwy stały rdzeń wewnętrzny tworzący trzecią warstwę.
Wenus
Skład jądra Wenus różni się znacznie w zależności od modelu użytego do jego obliczenia, dlatego wymagane są ograniczenia.
| Element | Model chondrytyczny | Model kondensacji równowagowej | Model pirolityczny |
|---|---|---|---|
| Żelazo | 88,6% | 94,4% | 78,7% |
| Nikiel | 5,5% | 5,6% | 6,6% |
| Kobalt | 0,26% | Nieznany | Nieznany |
| Siarka | 5,1% | 0% | 4,9% |
| Tlen | 0% | Nieznany | 9,8% |
Księżyc
Istnienie jądra Księżyca jest nadal przedmiotem dyskusji; jeśli jednak miałby rdzeń, utworzyłby się synchronicznie z jądrem Ziemi 45 milionów lat po powstaniu Układu Słonecznego, w oparciu o dowody dotyczące hafnu i wolframu oraz hipotezę gigantycznego uderzenia . W takim jądrze na początku swojej historii mogło znajdować się dynamo geomagnetyczne.
Ziemia
Na Ziemi obserwowane jest pole magnetyczne generowane w jej metalowym jądrze. Ziemia ma 5–10% deficyt masy dla całego jądra i deficyt gęstości od 4–5% dla jądra wewnętrznego. Wartość Fe/Ni w rdzeniu jest dobrze ograniczona przez meteoryty chondrytyczne . Siarka, węgiel i fosfor stanowią jedynie ~2,5% niedoboru masy/składnika lekkiego pierwiastka. Nie istnieją żadne dowody geochemiczne na obecność w rdzeniu jakichkolwiek pierwiastków promieniotwórczych. Jednakże dowody eksperymentalne wykazały, że potas jest silnie syderofilny w temperaturach związanych z akrecją rdzenia, a zatem potas-40 mógł stanowić ważne źródło ciepła, przyczyniając się do powstania dynama na początku Ziemi, choć w mniejszym stopniu niż na bogatym w siarkę Marsie. Rdzeń zawiera połowę ziemskiego wanadu i chromu i może zawierać znaczne ilości niobu i tantalu. Rdzeń jest zubożony w german i gal. Zróżnicowanie płaszcza jądra nastąpiło w ciągu pierwszych 30 milionów lat historii Ziemi. Czas krystalizacji wewnętrznego rdzenia jest nadal w dużej mierze nierozwiązany.
Mars
Na Marsie prawdopodobnie w przeszłości występowało pole magnetyczne generowane przez jądro. Dynamo ustało w ciągu 0,5 miliarda lat od powstania planety. Izotopy Hf/W pochodzące z marsjańskiego meteorytu Zagami wskazują na szybką akrecję i różnicowanie jądra Marsa; tj. poniżej 10 milionów lat. Potas-40 mógł być głównym źródłem ciepła zasilającego wczesne marsjańskie dynamo.
Łączenie się jąder między proto-Marsem a inną zróżnicowaną planetoidą mogło nastąpić tak szybko, jak 1000 lat lub tak wolno, jak 300 000 lat (w zależności od lepkości zarówno rdzeni, jak i płaszczy). Ogrzewanie udarowe jądra Marsa spowodowałoby rozwarstwienie rdzenia i zniszczenie marsjańskiego dynama na okres od 150 do 200 milionów lat. Modelowanie wykonane przez Williamsa i in. 2004 sugeruje, że aby Mars miał funkcjonalne dynamo, rdzeń Marsa był początkowo cieplejszy o 150 K niż płaszcz (zgadzając się z historią różnicowania planety, a także hipotezą uderzenia), a przy ciekłym jądrze potas-40 miałby możliwość przedostania się do jądra, zapewniając dodatkowe źródło ciepła. Z modelu wynika ponadto, że jądro Marsa jest całkowicie płynne, ponieważ utajone ciepło krystalizacji napędzałoby trwalsze (ponad miliard lat) dynamo. Jeśli jądro Marsa jest płynne, dolna granica zawartości siarki wyniesie pięć procent wagowych.
Ganimedes
Ganimedes ma zaobserwowane pole magnetyczne generowane w swoim metalowym rdzeniu.
Jowisz
W Jowiszu zaobserwowano pole magnetyczne generowane w jego rdzeniu , co wskazuje na obecność substancji metalicznej. Jego pole magnetyczne jest najsilniejsze po polu słonecznym w Układzie Słonecznym.
Jowisz ma rdzeń skalny i/lub lodowy o masie 10–30 mas Ziemi, a rdzeń ten jest prawdopodobnie rozpuszczalny w powłoce gazowej powyżej, a zatem ma pierwotny skład. Ponieważ jądro nadal istnieje, zewnętrzna otoczka musiała pierwotnie narosnąć na wcześniej istniejącym jądrze planety. Modele skurczu termicznego/ewolucji potwierdzają obecność metalicznego wodoru w rdzeniu w dużych ilościach (większych niż Saturn).
Saturn
Saturn ma obserwowane pole magnetyczne generowane w swoim metalowym rdzeniu . W jądrze występuje metaliczny wodór (w mniejszych ilościach niż Jowisz). Saturn ma rdzeń skalny i/lub lodowy o masie 10–30 mas Ziemi, a rdzeń ten jest prawdopodobnie rozpuszczalny w powłoce gazowej powyżej, dlatego ma pierwotny skład. Ponieważ rdzeń nadal istnieje, otoczka musiała pierwotnie narosnąć na wcześniej istniejące jądra planet. Modele skurczu termicznego/ewolucji potwierdzają obecność metalicznego wodoru w rdzeniu w dużych ilościach (ale wciąż w mniejszych niż na Jowiszu).
Pozostałości rdzeni planetarnych
Misje do ciał w pasie asteroid zapewnią lepszy wgląd w powstawanie jąder planet. Wcześniej zrozumiano, że zderzenia w Układzie Słonecznym całkowicie się połączyły, ale ostatnie prace nad ciałami planetarnymi dowodzą, że zewnętrzne warstwy pozostałości zderzeń zostają zerwane, pozostawiając ciało, które ostatecznie stanie się jądrem planety. Misja Psyche , zatytułowana „Podróż do świata metalu”, ma na celu zbadanie ciała , które prawdopodobnie może być pozostałością jądra planety.
Pozasłoneczne
W miarę poszerzania się pola egzoplanet i nowych technik umożliwiających odkrywanie obu różnorodnych egzoplanet, prowadzone są prace nad modelowaniem jąder egzoplanet. Zależą one od początkowego składu egzoplanet, który można wywnioskować na podstawie widm absorpcyjnych poszczególnych egzoplanet w połączeniu z widmami emisyjnymi ich gwiazd.
Planety chtoniczne
Planeta chtoniczna powstaje, gdy gwiazda macierzysta zdarła zewnętrzną atmosferę gazowego olbrzyma, prawdopodobnie w wyniku migracji planety do wewnątrz. Wszystko, co pozostało po spotkaniu, to oryginalny rdzeń.
Planety pochodzące z jąder gwiazdowych i planet diamentowych
Planety węglowe , wcześniej gwiazdy, powstają wraz z powstawaniem pulsara milisekundowego . Pierwsza odkryta taka planeta miała gęstość 18 razy większą od wody i pięć razy większą od Ziemi. Zatem planeta nie może być gazowa i musi składać się z cięższych pierwiastków, które są również kosmicznie obfite, jak węgiel i tlen; co sprawia, że jest prawdopodobnie krystaliczny jak diament.
PSR J1719-1438 to pulsar o czasie trwania 5,7 milisekundy, którego towarzysz ma masę podobną do Jowisza, ale gęstość 23 g/cm 3 , co sugeruje, że towarzyszem jest biały karzeł węglowy o ultraniskiej masie , prawdopodobnie rdzeń starożytnej gwiazdy.
Gorące lodowe planety
Egzoplanety o umiarkowanej gęstości (gęstsze niż planety Jowisz, ale mniej gęste niż planety ziemskie) sugerują, że takie planety jak GJ1214b i GJ436 składają się głównie z wody. Wewnętrzne ciśnienie takich wodnych światów spowodowałoby powstawanie egzotycznych faz wody na powierzchni i w ich rdzeniach.
