Planetna jezgra
Planetna jezgra sastoji se od najunutarnjih slojeva (slojeva) planeta.[1] Jezgre određenih planeta mogu biti potpuno krute ili potpuno tekuće, ili mogu biti smjesa čvrstih i tekućih slojeva, kao što je slučaj kod Zemljie[2] U Sunčevom sustavu veličina jezgre može se kretati od oko 20% ( Mjesec ) do 85% planetnog radijusa (Merkur).
Plinoviti divovi također imaju jezgre, iako je o njihovom sastavu i dalje vode rasprave i mogući su sastavi od kamena/željeza, leda ili tekućeg metalnog vodika.[3][4][5] Jezgre plinovitih divova proporcionalno su mnogo manje od onih kod stjenovitih planeta, iako njihove ipak mogu biti znatno veće od Zemljinih; Jupiter ima jednu 10–30 puta težu od Zemlje, a egzoplanet HD149026 b može imati jezgru 100 puta masivniju od Zemlje.[6]
Planetne jezgre izazovno je proučavati jer je do njih nemoguće doći bušilicom i gotovo da nema uzoraka koji su definitivno iz jezgre. Stoga se alternativne tehnike poput seizmologije, fizike minerala i dinamike planeta moraju kombinirati kako bi znanstvenici dobili razumijevanje planetnih jezgara.
Godine 1798. Henry Cavendish je izračunao da je prosječna gustoća Zemlje 5,48 puta veća od gustoće vode (kasnije redefinirana na 5,53), to je dovelo do prihvaćenog vjerovanja da je Zemlja u svojoj unutrašnjosti mnogo gušća.[7] Nakon otkrića željeznih meteorita, Wiechert je 1898. pretpostavio da je Zemlja imala rasuti sastav sličan željeznim meteoritima, ali željezo se našlo u unutrašnjosti Zemlje, a kasnije je to predstavio integriranjem nasipne gustoće Zemlje s nestalim željezom i niklom kao jezgra.[8] Prva detekcija Zemljine jezgre dogodila se 1906. godine od strane Richarda Dixona Oldhama nakon otkrića zone P-vala; tekuće vanjske jezgre.[9] Do 1936. seizmolozi su odredili veličinu cjelokupne jezgre kao i granicu između tekuće vanjske jezgre i čvrste unutarnje jezgre.[10]
Unutrašnja struktura Mjeseca okarakterizirana je 1974. godine koristeći seizmičke podatke prikupljene misijama Apollo pri potresima.[11] Mjesečeva jezgra ima radijus od 300 km.[12] Mjesečeva željezna jezgra ima tekući vanjski sloj koji čini 60% volumena jezgre, s čvrstom unutarnjom jezgrom.[13]
Jezgre stjenovitih planeta u početku su karakterizirane analizom podataka svemirskih letjelica, poput NASA-inog Marinera 10 koji je proletio Merkurom i Venerom kako bi promatrao njihove površinske karakteristike.[14] Jezgre ostalih planeta ne mogu se izmjeriti seizmometrima na njihovoj površini, pa se umjesto toga moraju zaključiti na temelju izračuna iz ovog prolaznog promatranja. Masa i veličina mogu pružiti proračun prvog reda komponenata koje čine unutrašnjost planetarnog tijela. Struktura stjenovitih planeta ograničena je prosječnom gustoćom planeta i trenutkom njegove inercije .[15] Trenutak tromosti za diferencirani planet manji je od 0,4, jer je gustoća planeta koncentrirana u središtu.[16] Merkur ima trenutak inercije 0,346, što je dokaz za jezgru.[17] Izračuni očuvanja energije kao i mjerenja magnetskog polja također mogu ograničiti sastav, a površinska geologija planeta može karakterizirati diferencijaciju tijela od njegovog nakupljanja.[18] Jezgre Merkura, Venere i Marsa čine oko 75%, 50%, odnosno 40% njihovih radijusa.[19][20]
Planetarni sustavi nastaju od spljoštenih diskova prašine i plina koji srastaju brzo (u roku od nekoliko tisuća godina) u planetezimale oko 10 km u promjeru. Odavde gravitacija preuzima stvaranje planetarnih embrija veličine od Mjeseca do Marsa (105 - 106 godina) i oni se razvijaju u planetarna tijela tijekom dodatnih 10-100 milijuna godina.[21]
Jupiter i Saturn najvjerojatnije su se stvorili oko prethodno postojećih stjenovitih i/ili ledenih tijela, pretvarajući ove prethodne iskonske planete u jezgre plinovitih planeta.[5] Ovo je model akrecije planetarne jezgre.
Planetna diferencijacija široko se definira kao razvoj od jedne stvari do mnogih stvari; homogeno tijelo na nekoliko heterogenih komponenata. Izotopski sustav hafnij-182/volfram-182 ima poluvijek od 9 milijuna godina, a aproksimira se kao izumrli sustav nakon 45 milijuna godina. Hafnij je litofilni element, a volfram je siderofilni element. Dakle, ako se segregacija metala (između Zemljine jezgre i plašta) dogodila ispod 45 milijuna godina, silikatni rezervoari razvijaju pozitivne Hf/W anomalije, a metalni rezervoari dobivaju negativne anomalije u odnosu na nediferencirani hondritski materijal.[21] Primijećeni omjeri Hf/W u željeznim meteoritima ograničavaju segregaciju metala na manje od 5 milijuna godina, omjer Hf/W na Zemljinom plaštu stavlja Zemljinu jezgru kao odvojenu unutar 25 milijuna godina. Nekoliko čimbenika kontrolira segregaciju metalne jezgre, uključujući kristalizaciju perovskita. Kristalizacija perovskita u ranom oceanu magme postupak je oksidacije i može potaknuti proizvodnju i ekstrakciju metala željeza iz izvorne silikatne taline.
Sudari između tijela veličine planeta u ranom Sunčevom sustavu važni su aspekti u formiranju i rastu planeta i planetarnih jezgri.
Hipoteza divovskog udara navodi da je udar između teoretskog planeta Teje i rane Zemlje formirao modernu Zemlju i Mjesec.[22] Tijekom ovog udara većina željeza iz Teje i Zemlje ugradila se u Zemljinu jezgru.[23]
Spajanje jezgara između proto-Marsa i drugog diferenciranog planetoida moglo je biti brzo čak 1000 godina ili sporo kao 300 000 godina (ovisno o viskoznosti obje jezgre).[24]
Korištenjem hondritičkog referentnog modela i kombiniranjem poznatih sastava kore i plašta može se odrediti nepoznata komponenta, sastav unutarnje i vanjske jezgre; 85% Fe, 5% Ni, 0,9% Cr, 0,25% Co i svi ostali vatrostalni metali u vrlo niskoj koncentraciji.[21] To ostavlja Zemljinu jezgru s 5-10% težinskog manjka za vanjsku jezgru,[25] i 4-5% težinskog manjka za unutarnju jezgru; što se pripisuje lakšim elementima koji bi trebali biti kozmički obilni i topljivi u željezu; H, O, C, S, P i Si. Zemljina jezgra sadrži polovicu zemaljskog vanadija i kroma, a može sadržavati i znatne količine niobija i tantala. Zemljina jezgra osiromašena je germanija i galija.
Sumpor je snažno siderofilan i samo je umjereno hlapljiv i osiromašen u silikatnoj zemlji; tako može iznositi 1,9 težine % Zemljine jezgre.[21] Sličnim argumentima fosfor može biti prisutan do 0,2 % mase. Vodik i ugljik, međutim, vrlo su hlapljivi i zbog toga bi bili izgubljeni tijekom ranog nakupljanja i stoga mogu činiti samo 0,1 do 0,2 % težine. Silicij i kisik tako čine preostali maseni deficit Zemljine jezgre; premda je obilje svakog od njih još uvijek predmet kontroverze koja se uglavnom vrti oko pritiska i oksidacijskog stanja Zemljine jezgre tijekom njenog nastanka. Ne postoje nikakvi geokemijski dokazi koji uključuju bilo koji radioaktivni element u Zemljinoj jezgri.[25] Usprkos tome, eksperimentalni dokazi otkrili su da je kalij snažno siderofilan na temperaturama povezanim sa stvaranjem jezgre, stoga postoji potencijal za kalij u planetnim jezgrama, a time i kalij-40.[26]
Omjeri izotopa hafnij/volfram (Hf/W), u usporedbi s hondritičkim referentnim okvirom, pokazuju značajno obogaćivanje u silikatnoj zemlji što ukazuje na iscrpljivanje u Zemljinoj jezgri. Željezni meteoriti, za koje se vjeruje da su rezultat vrlo ranih procesa frakcioniranja jezgre, također su iscrpljeni.[21]
Smatra se da se palaziti tvore na granici jezgre-plašta ranog planetezimala, premda nedavna hipoteza sugerira da su to mješavine materijala jezgre i plašta generirane udarima.[27]
Dinamo teorija je predloženi mehanizam koji objašnjava kako nebeska tijela poput Zemlje generiraju magnetska polja. Prisutnost ili nedostatak magnetskog polja može pomoći u ograničavanju dinamike planetarne jezgre (Za daljnje pojedinosti pogledajte Zemljino magnetsko polje). Toplinski uzgon iz rashlađene jezgre sam po sebi ne može pokretati potrebnu konvekciju kako je naznačeno modelom, pa je potrebna uzgonska kompozicija (iz faznih prijelaza). Na Zemlji, uzgon potječe od kristalizacije unutarnje jezgre (koja se može dogoditi kao rezultat temperature). Primjeri uzgona sastava uključuju oborine željeznih legura na unutarnju jezgru i tekućinu koja se ne miješa, što može utjecati na konvekciju i pozitivno i negativno, ovisno o temperaturi okoline i tlakovima. Ostala nebeska tijela koja pokazuju magnetska polja su Merkur, Jupiter, Ganimed i Saturn.[3]
Planetna jezgra djeluje kao izvor topline za vanjske slojeve planeta. Na Zemlji toplinski tok preko granice jezgrenog plašta iznosi 12 teravata.[28] Ova se vrijednost izračunava iz različitih čimbenika: sekularno hlađenje, diferencijacija lakih elemenata, Coriolisove sile, radioaktivni raspad i latentna toplina kristalizacije. Sva planetarna tijela imaju iskonsku toplinsku vrijednost, odnosno količinu energije iz akrecije. Hlađenje od ove početne temperature naziva se sekularno hlađenje, a na Zemlji sekularno hlađenje jezgre prenosi toplinu u silikatni plašt. Kako unutarnja jezgra raste, latentna toplina kristalizacije dodaje se toplinskom toku u plašt.
Male planetne jezgre mogu doživjeti katastrofalno oslobađanje energije povezano s faznim promjenama unutar njihovih jezgri. W. H. Ramsey je 1950. otkrio da bi ukupna energija oslobođena takvom promjenom faze bila reda veličine 1029 džula; ekvivalent ukupnom oslobađanju energije zbog potresa kroz geološko vrijeme. Takav događaj mogao bi objasniti pojas asteroida. Takve fazne promjene dogodile bi se samo pri određenim omjerima mase i volumena, a primjer takve fazne promjene bilo bi brzo stvaranje ili otapanje komponente čvrste jezgre.[29]
Svi stjenoviti unutarnji planeti, kao i Mjesec, imaju jezgru u kojoj dominira željezo. Venera i Mars imaju dodatni glavni element u jezgri. Vjeruje se da se Venerina jezgra sastoji od željeza i nikla, slično kao i Zemlja. S druge strane, vjeruje se da Mars ima jezgru od željeza i sumpora, odvojenu u vanjski sloj tekućine oko unutarnje čvrste jezgre.[30] Kako se radijus orbita stjenovitog planeta povećava, veličina jezgre u odnosu na ukupan radijus planeta opada.[31] Vjeruje se da je to zato što je diferencijacija jezgre izravno povezana s početnom toplinom tijela, pa je Merkurova jezgra relativno velika i aktivna.[31] Venera i Mars, kao ni Mjesec, nemaju magnetska polja. To bi moglo biti posljedica nedostatka konvekcijskog sloja tekućine u interakciji s čvrstom unutarnjom jezgrom, jer Venerina jezgra nije slojevita.[32] Iako Mars ima tekući i čvrsti sloj, čini se da oni ne djeluju na isti način kao što Zemljine tekuće i čvrste komponente djeluju da bi stvorili dinamo.[30]
Trenutno razumijevanje vanjskih planeta u Sunčevom sustavu, ledenih i plinovitih divova, teorizira male jezgre stijena okružene slojem leda, a na modelima Jupitera i Saturna sugerira veliko područje tekućeg metalnog vodika i helija. Svojstva ovih metalnih slojeva vodika glavno su prijeporno područje, jer ga je teško proizvesti u laboratorijskim uvjetima zbog potrebnih visokih tlakova.[33] Čini se da Jupiter i Saturn oslobađaju puno više energije nego što bi trebali zračiti samo od Sunca, što se pripisuje toplini koju oslobađa sloj vodika i helija. Čini se da Uran nema značajan izvor topline, ali Neptun ima izvor topline koji se pripisuje "vrućoj" formaciji.
Merkur ima primijećeno magnetsko polje, za koje se vjeruje da se generira unutar njegove metalne jezgre.[34] Jezgra Merkura zauzima 85% radijusa planeta, što ga čini najvećom jezgrom u odnosu na veličinu planeta u Sunčevom sustavu; to ukazuje na to da je velik dio Merkurove površine možda izgubljen rano u povijesti Sunčevog sustava.[35] Merkur ima čvrstu silikatnu koru i plašt koji prekriva čvrsti sloj vanjske jezgre željeznog sulfida, nakon čega slijedi dublji sloj tekuće jezgre, a zatim moguća čvrsta unutrašnja jezgra koja čini treći sloj.
Sastav Venerine jezgre značajno se razlikuje ovisno o modelu koji se koristi za njezino izračunavanje, pa su potrebna ograničenja.[36]
| Element | Hondritički model | Model ravnotežne kondenzacije | Pirolitički model |
|---|---|---|---|
| Željezo | 88,6% | 94,4% | 78,7% |
| Nikal | 5,5% | 5,6% | 6,6% |
| Kobalt | 0,26% | Nepoznato | Nepoznato |
| Sumpor | 5,1% | 0% | 4,9% |
| Kisik | 0% | Nepoznato | 9,8% |
O postojanju lunarne jezgre i dalje se raspravlja; međutim, ako ima jezgru, formirala bi se sinkrono sa Zemljinom jezgrom 45 milijuna godina nakon stvaranja Sunčevog sustava na temelju dokaza o hafnij-volfram[37] i hipotezi o divovskom udaru. Takva jezgra možda je bila domaćin geomagnetskom dinamu rano u svojoj povijesti.[34]
Zemlja ima promatrano magnetsko polje generirano unutar svoje metalne jezgre.[34] Zemlja ima 5–10% masenog deficita za cijelu jezgru, a deficit gustoće od 4–5% za unutarnju jezgru.[25] Vrijednost Fe/Ni jezgre dobro ograničavaju hondritički meteoriti. Sumpor, ugljik i fosfor čine samo ~2,5% komponenata/masenog udjela lakih elemenata. Ne postoje nikakvi geokemijski dokazi za uključivanje radioaktivnih elemenata u jezgru. Međutim, eksperimentalni dokazi otkrili su da je kalij snažno siderofilan kada se suočava s temperaturama povezanim s akrecijom jezgre, te je stoga kalij-40 mogao pružiti važan izvor topline koji doprinosi dinamu rane Zemlje.[26] Jezgra sadrži polovicu Zemljinog vanadija i kroma, a može sadržavati i znatnu količinu niobija i tantala. Jezgra je osiromašena germanijem i galijem. Razlikovanje temeljnog plašta dogodilo se u prvih 30 milijuna godina Zemljine povijesti. Vrijeme kristalizacije unutarnje jezgre još uvijek je uglavnom nepoznato.
Mars je u prošlosti možda bio domaćin magnetskom polju generiranom jezgrom.[34] Dinamo je prestao unutar 0,5 milijardi godina od nastanka planeta.[2] Hf/W izotopi izvedeni iz marsovskog meteorita Zagami, ukazuju na brzu akrekciju i diferencijaciju jezgre Marsa; tj. ispod 10 milijuna godina.[22] Kalij-40 mogao je biti glavni izvor topline koji je napajao rani Marsov dinamo.[26]
Spajanje jezgara između proto-Marsa i drugog diferenciranog planetoida moglo je biti brzo do 1000 godina ili sporo do 300 000 godina (ovisno o viskoznosti i jezgre i plašta).[24] Zagrijavanje marsovske jezgre zbog udarca rezultirao bi raslojavanjem jezgre i ubio bi marsovski dinamo u trajanju između 150 i 200 milijuna godina. Model koje su napravili Williams i sur. 2004. sugerira da je Mars, kako bi Mars imao funkcionalan dinamo, u početku bio vrući za 150 K od plašta (koji se slaže s poviješću diferencijacije planeta, kao i hipotezom o utjecaju) i s tekućom jezgrom kalij-40 imao bi priliku razdijeliti se u jezgru pružajući dodatni izvor topline. Model nadalje zaključuje da je jezgra Marsa u potpunosti tekuća, jer bi latentna toplina kristalizacije pokrenula dugotrajniji (više od milijardu godina) dinamo.[2] Ako je jezgra Marsa tekuća, donja granica sumpora bila bi 5% težine.
Ganimed ima primijećeno magnetsko polje generirano unutar njegove metalne jezgre.[34]
Jupiter ima promatrano magnetsko polje generirano unutar njegove jezgre, što ukazuje da je prisutna neka metalna tvar.[3] Njegovo magnetsko polje je najjače u Sunčevom sustavu nakon Sunčevog.
Jupiter ima jezgru stijene i/ili leda 10–30 puta masivniju od Zemlje, a ta je jezgra vjerojatno topljiva u gornjoj ovojnici plina i tako je iskonskog sastava. Budući da jezgra još uvijek postoji, vanjska ovojnica mora se izvorno srasla s prethodno postojećom planetnom jezgrom.[5] Modeli toplinske kontrakcije/evolucije podržavaju prisutnost metalnog vodika unutar jezgre u velikim količinama (većim od Saturna).[3]
Saturn ima primijećeno magnetsko polje generirano unutar njegove metalne jezgre.[3] Metalni vodik prisutan je unutar jezgre (u manjim količinama od Jupitera). Saturn ima jezgru od stijena i/ili leda 10–30 puta veću od mase Zemlje, a ta je jezgra vjerojatno topljiva u gornjem omotaču plina, pa je prema tome primordijalnog sastava. Modeli toplinske kontrakcije/evolucije podržavaju prisutnost metalnog vodika unutar jezgre u velikim obiljima (ali još uvijek manje od Jupitera).
- ↑ Solomon, S.C. 2007. Hot News on Mercury's core. Science. 316 (5825): 702–3
- ↑ a b c Williams, Jean-Pierre. 2004. Thermal evolution of the Martian core: Implications for an early dynamo. Geology. 32 (2): 97–100
- ↑ a b c d e Pollack, James B. 1977. A Calculation of Saturn's Gravitational Contraction History. Icarus. 30 (1): 111–128
- ↑ Fortney, Jonathan J. 2003. Phase separation in giant planets: inhomogeneous evolution of Saturn. Icarus. 164 (1): 228–243
- ↑ a b c Stevenson, D. J. 1982. Formation of the Giant Planets. Planet. Space Sci. 30 (8): 755–764
- ↑ Sato, Bun'ei. Studeni 2005. The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core. The Astrophysical Journal. 633 (1): 465–473
- ↑ Cavendish, H. 1798. Experiments to determine the density of Earth. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 88: 469–479
- ↑ Wiechert, E. 1897. Uber die Massenverteilung im Inneren der Erde. Nachrichten der Königlichen Gesellschaft der Wissenschaften zu Göttingen, Mathematische-physikalische Klasse (njemački). 1897 (3): 221–243
- ↑ Oldham, R. D. 1. veljače 1906. The Constitution of the Interior of the Earth, as Revealed by Earthquakes. Quarterly Journal of the Geological Society. 62 (1–4): 456–475
- ↑ Transdyne Corporation. 2009. Richard D. Oldham's Discovery of the Earth's Core journal zahtijeva
|journal=(pomoć) - ↑ Nakamura, Yosio. Srpanj 1974. Deep lunar interior inferred from recent seismic data. Geophysical Research Letters. 1 (3): 137–140
- ↑ Bussey, Ben. 1. siječnja 2006. The Constitution and Structure of the Lunar Interior. Reviews in Mineralogy and Geochemistry. 60 (1): 221–364
- ↑ Weber, R. C. 21. siječnja 2011. Seismic Detection of the Lunar Core. Science. 331 (6015): 309–312
- ↑ Mariner 10 mission highlights : Venus mosaic P-14461. National Aeronautics and Space Administration, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. 1987. OCLC 18035258
- ↑ Solomon, Sean C. Lipanj 1979. Formation, history and energetics of cores in the terrestrial planets. Physics of the Earth and Planetary Interiors. 19 (2): 168–182
- ↑ Hubbard, William B. 1992. Planetary interiors
- ↑ Margot, Jean-Luc. Prosinac 2012. Mercury's moment of inertia from spin and gravity data: MERCURY'S MOMENT OF INERTIA. Journal of Geophysical Research: Planets. 117 (E12): n/a
- ↑ Solomon, Sean C. Kolovoz 1976. Some aspects of core formation in Mercury. Icarus. 28 (4): 509–521
- ↑ Pater, Imke de. 2015. Planetary Sciences
- ↑ Stevenson, David J. 12. srpnja 2001. Mars' core and magnetism. Nature. 412 (6843): 214–219
- ↑ a b c d e Wood, Bernard J. Lipanj 2006. Accretion of the Earth and segregation of its core. Nature. 441 (7095): 825–833
- ↑ a b Halliday. Veljača 2000. Terrestrial accretion rates and the origin of the Moon. Earth and Planetary Science Letters. 176 (1): 17–30
- ↑ A new Model for the Origin of the Moon. 2012 journal zahtijeva
|journal=(pomoć) - ↑ a b Monteaux, Julien. Studeni 2013. Consequences of giant impacts in early Mars: Core merging and Martian Dynamo evolution (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 119 (3): 84–87
- ↑ a b c McDonough, W. F. 2003. Compositional Model for the Earth's Core. Geochemistry of the Mantle and Core: 547–568
- ↑ a b c Murthy, V. Rama. 2003. Experimental evidence that potassium is a substantial radioactive heat source in planetary cores. Letters to Nature. 423 (6936): 163–167
- ↑ Edward R. D. Scott, "Impact Origins for Pallasites," Lunar and Planetary Science XXXVIII, 2007.
- ↑ Nimmo, F. 2015. Energetics of the Core. Treatise on Geophysics. Elsevier. str. 27–55. doi:10.1016/b978-0-444-53802-4.00139-1. ISBN 9780444538031
- ↑ Ramsey, W.H. Travanj 1950. On the Instability of Small Planetary Cores. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 110 (4): 325–338
- ↑ a b Stevenson, David J. 12. srpnja 2001. Mars' core and magnetism. Nature. 412 (6843): 214–219. doi:10.1038/35084155. ISSN 1476-4687. PMID 11449282
- ↑ a b Solomon, Sean C. Lipanj 1979. Formation, history and energetics of cores in the terrestrial planets. Physics of the Earth and Planetary Interiors. 19 (2): 168–182. Bibcode:1979PEPI...19..168S. doi:10.1016/0031-9201(79)90081-5. ISSN 0031-9201
- ↑ Pater, Imke de; Lissauer, Jack J. 2015. Planetary Sciences. 2 izdanje. Cambridge University Press. Cambridge. doi:10.1017/cbo9781316165270.023. ISBN 9781316165270. Inačica izvorne stranice arhivirana 5. ožujka 2021. Pristupljeno 25. rujna 2020.
- ↑ Castelvecchi, Davide. 26. siječnja 2017. Physicists doubt bold report of metallic hydrogen. Nature. 542 (7639): 17
- ↑ a b c d e Hauck, S. A. 2011. Core petrology: Implications for the dynamics and evolution of planetary interiors. AGU Fall Meeting Abstracts. 2011: DI41B–03
- ↑ NASA. 2012. MESSENGER Provides New Look at Mercury's Surprising Core and Landscape Curiosities. News Releases: 1–2
- ↑ Fegley, B. Jr. 2003. Venus. Treatise on Geochemistry. 1: 487–507
- ↑ Munker, Carsten. Srpanj 2003. Evolution of Planetary Cores and the Earth-Moon System from Nb/Ta Systematics. Science. 301 (5629): 84–87