Кіріспе

Планетаның ең ішкі қабаттары
Жердің ядросы
планета түзілуінің ядролық бөлігі

Планеталық ядро – планетаның ең ішкі қабаттарынан тұрады. Ядролар толығымен қатты немесе толығымен сұйық болуы мүмкін, немесе Жердегідей қатты және сұйық қабаттардың араласуынан құралуы мүмкін. Күн жүйесіндегі ядролардың мөлшері планета радиусының шамамен 20% (Ай) және 85% (Меркурий) аралығында болады. Газ гиганттарының да ядролары бар, бірақ олардың құрамы әлі де даулы және дәстүрлі тас/темірден бастап мұзға дейін, тіпті сұйық металл сутегіне дейін болуы мүмкін. Газ гиганттарының ядролары жер тәрізді планеталарға қарағанда пропорционалды түрде кішкентай, бірақ олар Жер ядросынан әлдеқайда үлкен болуы мүмкін; Юпитердің ядросы Жерден 10-30 есе ауыр.

Планеталық ядроларды зерттеу қиын, себебі оларды бұрғылау арқылы қол жеткізу мүмкін емес және ядродан алынған нақты үлгілер жоқ. Сондықтан, олар сейсмология, минералдық физика және планеталық динамика сияқты жанама әдістер арқылы зерттеледі.

Жердің өзегі

1797 жылы Генри Кавендиш Жердің орташа тығыздығын судың тығыздығынан 5,48 есе артық деп есептеді (кейіннен 5,53-ке түзетілді), бұл Жердің ішкі бөлігінде тығыздығы жоғары екендігіне қатысты қабылданған түсінікке әкелді. Темір метеориттерінің табылуынан кейін, 1898 жылы Вихерт Жердің құрамы темір метеориттеріне ұқсас болса да, темір Жердің ішкі қабатына шөгіп, ядроны құрағанын болжады, және бұл пікірін Жердің жалпы тығыздығын, жоқ темір мен никельдің мөлшерімен есептеу арқылы көрсетті. Жер ядросының алғашқы анықталуы 1906 жылы Ричард Диксон Олдхэмның P толқынының көлеңке аймағын ашуымен болды, бұл сұйық сыртқы ядроның бар екенін көрсетті. 1936 жылға қарай сейсмологтар ядроның жалпы мөлшерін, сондай-ақ сұйық сыртқы ядро мен қатты ішкі ядро арасындағы шегараны анықтады.

Айдың өзегі

Айдың ішкі құрылымы 1974 жылы Аполлон миссияларымен жиналған сейсмикалық деректер арқылы ай тітіркенулерін пайдаланып сипатталды. Айдың ядросының радиусы 300 км құрайды. Айдың темір ядросының 60% көлемі сұйық сыртқы қабатынан тұрады, ал ішкі ядросы қатты.

Тасты планеталардың өзектері

Тасты планеталардың ядролары бастапқыда ғарыш кемелерінен алынған деректерді талдау арқылы сипатталды, мысалы, НАСА-ның Меркурий мен Венераның беттік ерекшеліктерін бақылау үшін жанынан өткен "Маринер-10" сияқты ғарыш кемелері. Басқа планеталардың ядроларын олардың бетінде орналасқан сейсмометрлермен өлшеу мүмкін емес, сондықтан оларды осы жанынан өту бақылауларынан алынған есептеулер негізінде болжауға тура келеді. Масса мен көлемі планета ішкі құрылымын құрайтын компоненттерді алғашқы есептеу үшін қолданылады. Тасты планеталардың құрылымы планетаның орташа тығыздығымен және инерция моментімен шектеледі. Дифференциацияланған планетаның инерция моменті 0,4-тен кем, себебі планетаның тығыздығы орталыққа шоғырланған. Меркурийдің инерция моменті 0,346-ға тең, бұл оның ядросы бар екенін көрсетеді. Энергия сақталуы бойынша есептеулер, сондай-ақ магниттік өріс өлшемдері де құрамын анықтауға көмектеседі, ал планеталардың беттік геологиясы денесінің пайда болуынан бастап дифференциациялануын сипаттай алады. Меркурий, Венера және Марс ядроларының радиустары тиісінше 75%, 50% және 40% құрайды.

Аккреция

Планеталық жүйелер шаң мен газдың жалпақталған дискілерінен пайда болады, олар жылдам (мыңдаған жылдар ішінде) диаметрі 10 км шамасындағы планеталарға дейін жинақталады. Бұдан кейін гравитация Ай мен Марс мөлшеріндегі планеталық эмбриондарды (10⁵ – 10⁶ жыл) құрастырады, ал олар тағы да 10–100 миллион жыл ішінде толыққанды планеталық денелерге айналады. Юпитер мен Сатурн, ең болмаса, бұрыннан бар тас және/немесе мұзды денелердің айналасында қалыптасқан, осы алғашқы планеталарды газ аспаптарының ядроларына айналдырған. Гафний-182/тунгстен-182 изотоптық жүйесінің жартылай ыдырау периоды 9 миллион жылды құрайды және 45 миллион жылдан кейін жойылған жүйе деп есептеледі. Гафний – литофильді элемент, ал тунгстен – сидерофильді элемент. Сондықтан, егер металлдың бөлінуі (Жердің ядросы мен мантиісі арасында) 45 миллион жылдан кем уақыт ішінде болса, силикаттық резервуарлар оң Hf/W аномалияларын дамытады, ал металл резервуарлары бөлшектенбеген хондриттік материалға қатысты теріс аномалияларды жинақтайды. Бұл соқтығыс кезінде Тея мен Жердің көп бөлігі Жердің ядросына қосылды.

Марс

Марс протосы мен тағы бір дифференциацияланған планетаның арасындағы ядроның қосылуы 1000 жылдай жылдам немесе 300 000 жылдай баяу болуы мүмкін (екі ядроның тұтқырлығына қарай).

Негізгі құрамын анықтау Жер

Хондриттік эталондық модельді қолданып, жер қыртысы мен мантияның белгілі құрамдарын үйлестіре отырып, белгісіз компонентті, яғни ішкі және сыртқы өзектің құрамын анықтауға болады: 85% Fe, 5% Ni, 0,9% Cr, 0,25% Co және өте төмен концентрациядағы басқа да отқа төзімді металдар. Сондай-ақ, ішкі өзектің салмағы 4–5% кемшілікке ие.

Изотоптық құрамы Жер

Хафний/вольфрам (Hf/W) изотоптық қатынастары, хондриттік эталондық жүйемен салыстырғанда, Жердің сілтілі қабатында айқын байып тұрғанын көрсетеді, бұл Жердің ядросында азайғанын білдіреді. Ядроның өте ерте фракциялану процестерінен пайда болған деп саналатын темір метеориттері де азайған.

Палласит метеориттері

Палласиттердің ерте планеталардың ядро-мантия шекарасында қалыптасқаны саналады, алайда жақындағы бір гипотеза олардың ядро мен мантия материалдарының соқтығысу нәтижесінде араласып пайда болған қоспалар екенін ұсынады.

Динамо

Динамо теориясы – Жер сияқты аспан денелерінің магниттік өрістерін қалай тудыратынын түсіндіруге арналған болжамды механизм. Магниттік өрістің болуы немесе болмауы планеталық ядроның динамикасын шектеуге мүмкіндік береді. Толық ақпарат алу үшін Жердің магниттік өрісіне жүгініңіз. Динамоға жылулық және/немесе құрамына қарайғы жүзу күші қозғаушы фактор ретінде қажет. Бұл шама секулярлық салқындау, жеңіл элементтердің дифференциациялануы, Кориолис күштері, радиоактивті ыдырау және кристалданудың жасырын жылуы сияқты түрлі факторлар негізінде есептеледі.

Ішкі тасты планеталар

Барлық ішкі планеталардың, сондай-ақ Айдың, темірге негізделген өзегі бар. Венера мен Марстың ядроларында қосымша маңызды элементтер кездеседі. Венераның өзегі Жердікі сияқты темір-никельден тұрады деп саналады. Ал Марстың ядросы темір-күкірттен тұрады деп есептеледі және ішкі қатты ядроның айналасында сыртқы сұйық қабатқа бөлінген. Юпитер мен Сатурн Күннен күтетін сәулеленуден гөрі әлдеқайда көп энергия бөліп шығарады, бұл сутегі мен гелий қабатынан шығатын жылуға байланысты. Уранда маңызды жылу көзі байқалмайды, бірақ Нептунның жылу көзі оның «ыстық» түзілуімен байланысты. Меркурийдің қатты силикатты қабығы мен мантиясы, қатты металл сыртқы ядро қабатының үстінде орналасқан, одан кейін терең сұйық ядро қабаты және содан кейін үшінші қабатты құрайтын мүмкін қатты ішкі ядро бар.

Венера

Венера планетасы ядросының құрамы қолданылған есептеу моделіне қарай айтарлықтай өзгеріп отырады, сондықтан нақты шектеулер қажет. ЭлементХондриттік модельТепе-теңдік конденсациялық модельПиролиттік модельТемір88,6%94,4%78,7%Никель5,5%5,6%6,6%Кобальт0,26%БелгісізБелгісізКүкірт5,1%0%4,9%Оттегі0%Белгісіз9,8%

Ай

Ай ядросының болуы әлі де күмәнді, алайда, егер ол болса, Гафний-вольфрам дәлелдері мен алып соққы гипотезасына сүйене отырып, Күн жүйесінің пайда болуынан кейін 45 миллион жыл өткенде Жер ядросымен бірдей уақытта қалыптасқан болар еді. Мұндай ядроның алғашқы кезеңдерде геомагниттік динамоны құруы мүмкін. "Психея" миссиясы, "Металл әлеміне саяхат" деп аталады, планета ядросының қалдығы болуы мүмкін денелерді зерттеуге бағытталған.

Күннен тыс

Экзопланеталар саласы жаңа техникалардың көмегімен түрлі-түрлі экзопланеталарды табуға мүмкіндік беріп дамып келеді, соның салдарынан экзопланеталардың ядролары модельделуде. Бұл модельдер экзопланеталардың бастапқы құрамына байланысты, ал бастапқы құрам жеке экзопланеталардың сіңіру спектрлері мен олардың жұлдыздарының шығарылу спектрлерін бірге пайдалану арқылы анықталады.

Хтон планеталары

Газды алып жұлдыздың сыртқы атмосферасы ана жұлдызымен жойылған кезде, көбінесе планетаның ішке қарай жылжуы салдарынан, хтондық планета пайда болады. Бұл оқиғадан қалған жалғыз нәрсе – планетаның бастапқы ядросы.

Жұлдыз ядроларынан алынған планеталар және алмаз планеталар

Көміртек планеталары, бұрынғы жұлдыздар, миллисекундтық пульсардың қалыптасуымен бірге пайда болады. Осындай алғашқы ашылған планетаның тығыздығы судан 18 есе артық, ал көлемі Жерден 5 есе үлкен. Осыған байланысты, планета газ тәрізді болмайды және ғарышта кең таралған көміртек және оттегі сияқты ауыр элементтерден тұруы керек; осылайша ол алмаз сияқты кристалдық болуы мүмкін. PSR J1719-1438 – 5,7 миллисекундтық пульсар, оның серігінің массасы Юпитерге шамалас, бірақ тығыздығы 23 г/см³ құрайды, бұл серіктің өте төмен массалы көміртекті ақ жұлдыз екенін, және бұл ежелгі жұлдыздың ядросы болуы мүмкін.

Ыстық мұз планеталары

Орташа тығыздықтағы экзопланеталар (Юпитер сияқты газ гиганттарынан тығыз, бірақ Жер сияқты планеталардан жеңіл) GJ1214b және GJ436 сияқты планеталардың негізінен суда тұрғанын көрсетеді. Мұндай су әлемдерінің ішкі қысымы олардың беті мен ядроларында судың ерекше түрлерінің пайда болуына әкелер еді.