Ядро планеты
Это статья про ядра планет. Про земное ядро см. Внутреннее ядро, Внешнее ядро, Ядро Земли.
Ядро — самые внутренние слои планеты. Ядро может состоять из нескольких твёрдых и жидких слоёв[1], а также быть полностью твёрдым или полностью жидким[2]. У планет Солнечной системы радиус ядра колеблется примерно от 20 % у Луны до 85 % у Меркурия от радиуса планеты.
Ядро может иметься и у естественного спутника планеты в случае, если его объём гравитационно дифференцирован.
Газовые планеты, такие как например Юпитер и Сатурн, также имеют ядра, однако их состав до сих пор является предметом дискуссий. Различные теории предполагают наличие как традиционных каменистых или железных ядер, так и ледяных, а также ядер из металлического водорода[3][4][5]. Известно, что относительный (по сравнению с размером планеты) размер ядра у газовых гигантов значительно меньше, чем, например, у Земли. Но абсолютные размер и масса ядра таких планет могут быть очень большими: масса ядра Юпитера оценивается в 12 M⊕, а масса ядра экзопланеты HD 149026 b — в 67 M⊕[6].
Обнаружение
правитьПервой планетой, у которой было обнаружено ядро, является Земля.
В 1798 году британский физик и химик Генри Кавендиш рассчитал среднюю плотность Земли, получив значение в 5,48 плотности воды (позже это значение уточнялось, сейчас 5,53). Это натолкнуло его на мысль о том, что внутри Земли существует область повышенной плотности. Он понял, что плотность пород в этой области значительно выше, чем плотность, характерная для пород, выходящих на земную поверхность[7].
В 1898 году немецкий физик Иоганн Эмиль Вихерт предположил, что ядро Земли схоже по составу с железными метеоритами, которые представляют собой фрагменты ядер астероидов и протопланет. Однако железные метеориты не могут быть полностью эквивалентны веществу земного ядра, так как они образовались в гораздо меньших телах, а значит при других физико-химических параметрах[8].
В 1906 году британский геолог Ричард Диксон Олдхэм открыл с помощью волны сжатия внешнее ядро Земли[9].
В 1936 году датский геофизик, сейсмолог Инге Леманн открыла внутреннее ядро Земли на основе изучения распространения сейсмических волн от землетрясений в южной части Тихого океана[10].
Модели формирования
правитьАккреция
правитьСкалистые планеты образуются в результате постепенного приращения частиц пыли протопланетного диска в планетезималь, размером до 10 км в диаметре. После достижения этого размера, уплотняющееся вещество увеличивает температуру в центре. Возросшая температура плавит его, образуя протопланету. Протопланета в течение определённого временного промежутка (около 105—106 лет) увеличивается до размеров Луны или Марса, и при определённых условиях продолжают увеличиваться на протяжении ещё 10—100 млн лет[11].
Газовые гиганты вроде Юпитера и Сатурна вероятно формируются вокруг ранее существовавших скалистых или ледяных тел, которые аккумулируют на себе газ из протопланетного облака, превращая себя в ядра планет гигантов.
Теория аккреции не способна объяснить процессы формирования планет на расстоянии более 35 а. е. от родительской звезды[5].
Гравитационная дифференциация
правитьГравитационная дифференциация в широком смысле, подразумевает разделение неоднородного магматического расплава под влиянием гравитационных сил, сопровождающееся выделением энергии[12].
К примеру, в момент образования Земли элементы, из которых она состояла (преимущественно соединения кремния и железа), были полностью перемешаны друг с другом; их температура была сравнительно невелика. Со временем под действием гравитационных сил более лёгкие соединения кремния стали подниматься к поверхности Земли, а более тяжёлое железо и его соединения — опускаться в направлении ядра. Это сопровождалось выделением большого количества энергии (в виде тепла), что привело со временем к разогреву недр планеты. Процесс гравитационной дифференциации продолжается на Земле до сих пор[11]. По мнению некоторых учёных, он может служить источником её теплового поля.
Наблюдаемые внеземные типы
правитьНиже представлены наблюдаемые типы планетных и спутниковых ядер.
В Солнечной системе
правитьМеркурий
правитьДо недавнего времени предполагалось, что в недрах Меркурия находится металлическое ядро радиусом 1800—1900 км, содержащее 60 % массы планеты, так как КА «Маринер-10» обнаружил слабое магнитное поле, и считалось, что планета с таким малым размером не может иметь жидкого ядра. Но в 2007 году группа Жана-Люка Марго подвела итоги пятилетних радарных наблюдений за Меркурием, в ходе которых были замечены вариации вращения планеты, слишком большие для модели с твёрдым ядром. Поэтому на сегодняшний день можно с высокой долей уверенности говорить, что ядро планеты именно жидкое[13][14].
Процентное содержание железа в ядре Меркурия выше, чем у любой другой планеты Солнечной системы. Было предложено несколько теорий для объяснения этого факта. Согласно наиболее широко поддерживаемой в научном сообществе теории, Меркурий изначально имел такое же соотношение металла и силикатов, как в обычном метеорите, имея массу в 2,25 раза больше, чем сейчас[15]. Однако в начале истории Солнечной системы в Меркурий ударилось планетоподобное тело, имеющее в 6 раз меньшую массу и несколько сот километров в поперечнике. В результате удара от планеты отделилась большая часть изначальной коры и мантии, из-за чего относительная доля ядра в составе планеты увеличилась. Подобная гипотеза, известная как теория гигантского столкновения, была предложена и для объяснения формирования Луны[15]. Однако этой версии противоречат первые данные исследования элементного состава поверхности Меркурия с помощью гамма-спектрометра АМС «Мессенджер», который даёт возможность измерить содержание радиоактивных изотопов: оказалось, что на Меркурии много летучего элемента калия (по сравнению с более тугоплавкими ураном и торием), что не согласуется с высокими температурами, неизбежными при столкновении[16]. Поэтому предполагается, что элементный состав Меркурия соответствует первичному элементному составу материала, из которого он сформировался, близкому к энстатитовым хондритам и безводным кометным частицам, хотя содержание железа в исследованных к настоящему времени энстатитовых хондритах недостаточно для объяснения высокой средней плотности Меркурия[17].
Ядро окружено силикатной мантией толщиной 500—600 км[18][19]. Согласно данным «Маринера-10» и наблюдениям с Земли толщина коры планеты составляет от 100 до 300 км[20]. Железно-никелевое ядро Меркурия составляет около 3/4 его диаметра, что примерно равно размеру Луны. Оно очень массивное по сравнению с ядром других планет.
Венера
правитьПредложено несколько моделей внутреннего строения Венеры. Согласно наиболее реалистичной из них, на Венере есть три оболочки. Первая — кора толщиной примерно 16 км. Далее — мантия, силикатная оболочка, простирающаяся на глубину порядка 3300 км до границы с железным ядром, масса которого составляет около четверти всей массы планеты. Поскольку собственное магнитное поле планеты отсутствует, то следует считать, что в железном ядре нет перемещения заряженных частиц — электрического тока, вызывающего магнитное поле, следовательно, движения вещества в ядре не происходит, то есть оно находится в твёрдом состоянии. Плотность в центре планеты достигает 14 г/см³. Состав ядра Венеры точно не определён, и сильно зависит от применяемой модели[21].
| Элемент | Chondritic Model | Equilibrium Condensation Model | Pyrolitic Model |
|---|---|---|---|
| Железо | 88.6 % | 94.4 % | 78.7 % |
| Никель | 5.5 % | 5.6 % | 6.6 % |
| Кобальт | 0.26 % | Неизвестно | Неизвестно |
| Сера | 5.1 % | 0 % | 4.9 % |
| Кислород | 0 % | Неизвестно | 9.8 % |
Луна
правитьЛуна — дифференцированное тело, она имеет геохимически различную кору, мантию и ядро. Оболочка внутреннего ядра богата железом, она имеет радиус 240 км, жидкое внешнее ядро состоит в основном из жидкого железа с радиусом примерно 300—330 километров. Вокруг ядра находится частично расплавленный пограничный слой с радиусом около 480—500 километров[22]. Эта структура, как полагают, появилась в результате фракционной кристаллизации из глобального океана магмы вскоре после образования Луны 4,5 миллиарда лет назад[23]. Лунная кора имеет в среднем толщину ~ 50 км.
Примечания
править- ↑ Solomon, S.C. Hot News on Mercury's core (англ.) // Science. — 2007. — Vol. 316, no. 5825. — P. 702—703. — doi:10.1126/science.1142328. — PMID 17478710. (требуется подписка)
- ↑ Williams, Jean-Pierre; Nimmo, Francis. Thermal evolution of the Martian core: Implications for an early dynamo (англ.) // Geology : journal. — 2004. — Vol. 32, no. 2. — P. 97—100. — doi:10.1130/g19975.1.
- ↑ Pollack, James B.; Grossman, Allen S.; Moore, Ronald; Graboske, Harold C. Jr. A Calculation of Saturn’s Gravitational Contraction History (англ.) // Icarus : journal. — Academic Press, Inc, 1977. — Vol. 30. — P. 111—128. — doi:10.1016/0019-1035(77)90126-9. — .
- ↑ Fortney, Jonathan J.; Hubbard, William B. Phase separation in giant planets: inhomogeneous evolution of Saturn (англ.) // Icarus : journal. — Academic Press, 2003. — Vol. 164. — P. 228—243. — doi:10.1016/s0019-1035(03)00130-1.
- ↑ 1 2 Stevenson, D. J. Formation of the Giant Planets // Planet. Space Sci. — Pergamon Press Ltd., 1982. — Т. 30, № 8. — С. 755—764. — doi:10.1016/0032-0633(82)90108-8.
- ↑ Sato, Bun'ei; al., et. The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — The American Astronomical Society, 2005. — November (vol. 633). — P. 465—473. — doi:10.1086/449306. — .
- ↑ Cavendish, H. Experiments to determine the density of Earth (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London : journal. — 1798. — Vol. 88. — P. 469—479. — doi:10.1098/rstl.1798.0022.
- ↑ Wiechert, E. Uber die Massenverteilung im Inneren der Erde (нем.) // Nachr. K. Ges. Wiss. Goettingen, Math-K.L.. — 1897. — S. 221—243.
- ↑ Oldham, Richard Dixon. The constitution of the interior of the Earth as revealed by Earthquakes (англ.) // G.T. Geological Society of London : journal. — 1906. — Vol. 62. — P. 459—486.
- ↑ Transdyne Corporation. Richard D. Oldham's Discovery of the Earth's Core / J. Marvin Hemdon. — Transdyne Corporation, 2009. Архивировано 6 мая 2015 года.
- ↑ 1 2 Wood, Bernard J.; Walter, Michael J.; Jonathan, Wade. Accretion of the Earth and segregation of its core // Nature Reviews. — Nature, 2006. — Июнь (т. 441). — С. 825—833. — doi:10.1038/nature04763.
- ↑ differentiation. — Merriam Webster, 2014. Архивировано 18 апреля 2015 года.
- ↑ Gold, Lauren. Mercury has molten core, Cornell researcher shows. Chronicle Online. Cornell University (3 мая 2007). Дата обращения: 12 мая 2008. Архивировано из оригинала 28 апреля 2008 года.
- ↑ Finley, Dave. Mercury's Core Molten, Radar Study Shows. National Radio Astronomy Observatory (3 мая 2007). Дата обращения: 12 мая 2008. Архивировано из оригинала 16 мая 2008 года.
- ↑ 1 2 Benz W., Slattery W. L., Cameron A. G. W. Collisional stripping of Mercury’s mantle (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1988. — Vol. 74. — P. 516—528. — doi:10.1016/0019-1035(88)90118-2. (Дата обращения: 12 июня 2011)
- ↑ Patrick N. Peplowski et al. Radioactive Elements on Mercury’s Surface from MESSENGER: Implications for the Planet’s Formation and Evolution (англ.) // Science. — 2011. — Vol. 333. — P. 1850—1852. — doi:10.1126/science.1211576.
- ↑ Larry R. Nittler et al. The Major-Element Composition of Mercury’s Surface from MESSENGER X-ray Spectrometry (англ.) // Science. — 2011. — Vol. 333. — P. 1847—1850. — doi:10.1126/science.1211567.
- ↑ Spohn T.; Sohl F.; Wieczerkowski K.; Conzelmann V. The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2001. — Vol. 49. — P. 1561—1570. — doi:10.1016/S0032-0633(01)00093-9. (Дата обращения: 12 июня 2011)
- ↑ Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. — 2nd edition. — National Geographic Society, 1994.
- ↑ Anderson J. D. et al. Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data (англ.) // Icarus. — Academic Press, 1996. — Vol. 124. — P. 690—697. — doi:10.1006/icar.1996.0242. (Дата обращения: 12 июня 2011)
- ↑ Fegley, B. Jr. Venus // Treatise on Geochemistry. — Elsevier, 2003. — Т. 1. — С. 487—507. — doi:10.1016/b0-08-043751-6/01150-6.
- ↑ Лунное ядро (NASA) Архивная копия от 11 января 2012 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ Кристаллизация лунного океана магмы Архивная копия от 12 апреля 2011 на Wayback Machine (англ.)