لب الكوكب

📅 آخر تحديث: ١٩ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ١٩ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 2 صور
الموسوعة الحرة
البنية الداخلية للكواكب الداخلية.
البنية الداخلية للكواكب الخارجية. تم تضخيم لون نبتون لتمييزه عن أورانوس. [ 1 ]

يتكون لب الكوكب من الطبقات الداخلية للكوكب . [ 2 ] قد يكون اللب سائلاً بالكامل، أو مزيجاً من طبقات صلبة وسائلة كما هو الحال في الأرض. [ 3 ] في النظام الشمسي ، تتراوح أحجام اللب من حوالي 20% ( القمر ) إلى 85% من نصف قطر الكوكب ( عطارد ).

تمتلك الكواكب الغازية العملاقة أيضًا نوى، إلا أن تركيبها لا يزال محل نقاش، ويتراوح بين التركيب الصخري/الحديدي التقليدي، والجليد، أو الهيدروجين المعدني السائل . [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] تُعد نوى الكواكب الغازية العملاقة أصغر بكثير نسبيًا من نوى الكواكب الأرضية، مع أنها قد تكون أكبر بكثير من نواة الأرض؛ فنواة كوكب المشتري أثقل من الأرض بعشرة إلى ثلاثين ضعفًا، [ 6 ] وقد يمتلك الكوكب الخارجي HD149026 b نواة تبلغ كتلتها مئة ضعف كتلة الأرض. [ 7 ]

تُعدّ دراسة لبّات الكواكب أمراً بالغ الصعوبة، إذ يستحيل الوصول إليها بالحفر، كما يكاد ينعدم وجود عينات تُنسب بشكل قاطع إلى اللبّ. لذا، تُدرس هذه اللبّات عبر تقنيات غير مباشرة، كعلم الزلازل، وفيزياء المعادن، وديناميكيات الكواكب.

اكتشاف

لب الأرض

في عام 1797، حسب هنري كافنديش متوسط ​​كثافة الأرض بـ 5.48 ضعف كثافة الماء (ثم حُدِّدت لاحقًا إلى 5.53)، مما أدى إلى الاعتقاد السائد بأن الأرض أكثر كثافة في باطنها. [ 8 ] بعد اكتشاف النيازك الحديدية ، افترض إميل فيشرت في عام 1898 أن للأرض تركيبةً مشابهةً للنيازك الحديدية، لكن الحديد استقر في باطن الأرض، ثم مثّل ذلك لاحقًا بدمج الكثافة الكلية للأرض مع الحديد والنيكل المفقودين لتكوين النواة. [ 9 ] حدث أول اكتشاف لنواة الأرض في عام 1906 على يد ريتشارد ديكسون أولدهام عند اكتشاف منطقة ظل الموجة P ؛ النواة الخارجية السائلة. [ 10 ] بحلول عام 1936، حدد علماء الزلازل حجم النواة الكلية بالإضافة إلى الحد الفاصل بين النواة الخارجية السائلة والنواة الداخلية الصلبة. [ 11 ]

لب القمر

تم تحديد البنية الداخلية للقمر عام 1974 باستخدام بيانات الزلازل التي جمعتها بعثات أبولو لرصد الزلازل القمرية . [ 12 ] يبلغ نصف قطر لب القمر 300  كيلومتر. [ 13 ] يتكون لب القمر الحديدي من طبقة خارجية سائلة تشكل 60% من حجم اللب، مع لب داخلي صلب. [ 14 ]

لبّ الكواكب الصخرية

تم في البداية تحديد خصائص لب الكواكب الصخرية من خلال تحليل بيانات المركبات الفضائية، مثل مركبة مارينر 10 التابعة لناسا ، التي حلقت بالقرب من عطارد والزهرة لرصد خصائص سطحهما. [ 15 ] لا يمكن قياس لب الكواكب الأخرى باستخدام أجهزة قياس الزلازل على سطحها، لذا يُستدل عليه من خلال حسابات مستقاة من هذه الملاحظات أثناء التحليق. يمكن للكتلة والحجم توفير حساب أولي للمكونات التي تشكل باطن الكوكب. يتحدد تركيب الكواكب الصخرية بمتوسط ​​كثافة الكوكب وعزم قصوره الذاتي . [ 16 ] يقل عزم القصور الذاتي للكوكب المتمايز عن 0.4، لأن كثافة الكوكب تتركز في مركزه. [ 17 ] يبلغ عزم القصور الذاتي لعطارد 0.346، وهو ما يُعد دليلاً على وجود لب. [ 18 ] يمكن لحسابات حفظ الطاقة، بالإضافة إلى قياسات المجال المغناطيسي، أن تحدد التركيب، كما يمكن للجيولوجيا السطحية للكواكب أن تُحدد تمايز الجسم منذ تراكمه. [ 19 ] تبلغ أبعاد نوى عطارد والزهرة والمريخ حوالي 75% و50% و40% من نصف قطرها على التوالي. [ 20 ] [ 21 ]

تشكيل

التراكم

تتشكل الأنظمة الكوكبية من أقراص مسطحة من الغبار والغاز تتراكم بسرعة (في غضون آلاف السنين) لتشكل كويكبات يبلغ قطرها حوالي 10  كيلومترات. ومن هنا، تتولى الجاذبية زمام الأمور لتكوين أجنة كوكبية بحجم القمر إلى المريخ على مدى 0.1 إلى 1 مليون سنة، وتتطور هذه الأجنة إلى أجرام كوكبية على مدى 10 إلى 100 مليون سنة إضافية. [ 22 ]

من المرجح أن كوكبَي المشتري وزحل قد تشكلا حول أجسام صخرية و/أو جليدية كانت موجودة سابقًا، مما حوّل هذه الكواكب البدائية السابقة إلى نوى عملاقة غازية. [ 6 ] هذا هو نموذج تراكم النواة الكوكبية لتكوين الكواكب.

التمايز

يُعرَّف التمايز الكوكبي عمومًا بأنه تطور من شكل واحد إلى أشكال متعددة؛ من جسم متجانس إلى عدة مكونات غير متجانسة. [ 23 ] يبلغ عمر النصف لنظام نظائر الهافنيوم -182 / التنغستن-182 تسعة ملايين سنة، ويُعتبر نظامًا منقرضًا بعد 45 مليون سنة تقريبًا. الهافنيوم عنصر محب للصخور ، والتنغستن عنصر محب للحديد . بالتالي، إذا حدث انفصال المعادن (بين لب الأرض ووشاحها) في أقل من 45 مليون سنة، فإن خزانات السيليكات تُظهر شذوذًا موجبًا في نسبة الهافنيوم/التنغستن، بينما تكتسب خزانات المعادن شذوذًا سالبًا مقارنةً بمواد الكوندريت غير المتمايزة . [ 22 ] تشير نسب الهافنيوم/التنغستن المرصودة في النيازك الحديدية إلى أن انفصال المعادن حدث في أقل من 5 ملايين سنة، بينما تشير نسبة الهافنيوم/التنغستن في وشاح الأرض إلى أن لب الأرض قد انفصل في غضون 25 مليون سنة. [ 22 ] تتحكم عدة عوامل في فصل مكونات اللب المعدني، بما في ذلك تبلور البيروفسكايت . يُعد تبلور البيروفسكايت في محيط الصهارة المبكر عملية أكسدة ، وقد يدفع إلى إنتاج واستخراج معدن الحديد من مصهور السيليكات الأصلي.

عمليات الدمج الأساسية وتأثيراتها

تعتبر الاصطدامات بين الأجسام بحجم الكواكب في النظام الشمسي المبكر جوانب مهمة في تكوين ونمو الكواكب ونوى الكواكب.

نظام الأرض والقمر

تنص فرضية الاصطدام العملاق على أن اصطدامًا بين كوكب ثيا، وهو كوكب افتراضي بحجم المريخ، والأرض في بداياتها، أدى إلى تكوين الأرض والقمر في صورتهما الحالية. [ 24 ] وخلال هذا الاصطدام، اندمجت غالبية الحديد من ثيا والأرض في لب الأرض. [ 25 ]

المريخ

قد يكون اندماج النوى بين المريخ الأولي وكوكب أولي آخر متمايز سريعًا يصل إلى 1000 عام أو بطيئًا يصل إلى 300000 عام (اعتمادًا على لزوجة كلتا النواتين). [ 26 ]

كيمياء

تحديد التركيب الأولي - الأرض

باستخدام النموذج المرجعي للكوندريت ، وبالجمع بين التركيبات المعروفة للقشرة والوشاح ، يمكن تحديد المكون المجهول، وهو تركيب اللب الداخلي والخارجي: 85% حديد، 5% نيكل، 0.9% كروم، 0.25% كوبالت، وجميع المعادن المقاومة للحرارة الأخرى بتراكيز منخفضة جدًا. [ 22 ] ينتج عن ذلك نقص في وزن لب الأرض يتراوح بين 5-10% في اللب الخارجي، [ 27 ] ونقص في وزن اللب الداخلي يتراوح بين 4-5%؛ [ 27 ] ويعزى ذلك إلى العناصر الأخف التي يُفترض أن تكون وفيرة كونيًا وقابلة للذوبان في الحديد؛ وهي: الهيدروجين، والأكسجين، والكربون، والكبريت، والفوسفور، والسيليكون. [22] يحتوي لب الأرض على نصف كمية الفاناديوم والكروم الموجودة في الأرض ، وقد يحتوي على كميات كبيرة من النيوبيوم والتنتالوم . [ 27 ] كما أن لب الأرض فقير بالجرمانيوم والغاليوم . [ 27 ]

مكونات نقص الوزن - الأرض

يُعد الكبريت من العناصر المحبة للحديد بشدة، وهو متوسط ​​التطاير وقليل التواجد في التربة السيليكاتية؛ لذا قد يُشكل 1.9  % من وزن لب الأرض. [ 22 ] وبناءً على حجج مماثلة، قد يتواجد الفوسفور  بنسبة تصل إلى 0.2 % من الوزن. أما الهيدروجين والكربون، فهما شديدا التطاير، وبالتالي فُقدا خلال المراحل الأولى من التراكم، ولذلك لا يُمكن أن يُشكلا سوى 0.1 إلى 0.2  % من الوزن على التوالي. [ 22 ] وبذلك ، يُشكل السيليكون والأكسجين النقص المتبقي في كتلة لب الأرض؛ مع أن وفرة كل منهما لا تزال موضع جدل يدور في معظمه حول الضغط وحالة الأكسدة في لب الأرض أثناء تكوينه. [ 22 ] لا توجد أدلة جيولوجية كيميائية تُشير إلى وجود أي عناصر مشعة في لب الأرض. [ 27 ] على الرغم من ذلك، فقد وجدت أدلة تجريبية أن البوتاسيوم من العناصر المحبة للحديد بشدة عند درجات الحرارة المرتبطة بتكوين اللب، وبالتالي هناك احتمال لوجود البوتاسيوم في لب الكواكب، وبالتالي البوتاسيوم-40 أيضًا. [ 28 ]

التركيب النظائري - الأرض

تُظهر نسب نظائر الهافنيوم / التنغستن (Hf/W)، عند مقارنتها بإطار مرجعي كوندريتي، إثراءً ملحوظًا في سيليكات الأرض، مما يشير إلى استنزاف في لب الأرض. كما تُظهر النيازك الحديدية، التي يُعتقد أنها ناتجة عن عمليات تجزئة اللب المبكرة جدًا، استنزافًا أيضًا. [ 22 ] تُظهر نسب نظائر النيوبيوم / التنتالوم (Nb/Ta)، عند مقارنتها بإطار مرجعي كوندريتي، استنزافًا طفيفًا في سيليكات الأرض والقمر. [ 29 ]

نيازك البالاسيت

يُعتقد أن البالاسيتات تتشكل عند حدود اللب والوشاح لكوكب صغير مبكر، على الرغم من أن فرضية حديثة تشير إلى أنها عبارة عن مخاليط ناتجة عن اصطدام من مواد اللب والوشاح. [ 30 ]

الديناميكيات

دينامو

نظرية الدينامو هي آلية مقترحة لتفسير كيفية توليد الأجرام السماوية، كالأرض، للمجالات المغناطيسية. يُمكن أن يُساعد وجود المجال المغناطيسي أو غيابه في تحديد ديناميكيات لب الكوكب. راجع المجال المغناطيسي للأرض لمزيد من التفاصيل. يتطلب الدينامو مصدرًا للطفو الحراري و/أو الطفو التركيبي كقوة دافعة. [ 29 ] لا يُمكن للطفو الحراري الناتج عن تبريد اللب وحده أن يُحرك الحمل الحراري اللازم كما تُشير إليه النماذج، لذا فإن الطفو التركيبي (الناتج عن تغيرات الطور ) ضروري. على الأرض، ينشأ الطفو من تبلور اللب الداخلي (الذي قد يحدث نتيجة لتغيرات درجة الحرارة). تشمل أمثلة الطفو التركيبي ترسب سبائك الحديد على اللب الداخلي وعدم امتزاج السوائل، وكلاهما يُمكن أن يُؤثر على الحمل الحراري إيجابًا وسلبًا اعتمادًا على درجات الحرارة والضغوط المحيطة بالجسم المضيف. [ 29 ] من الأجرام السماوية الأخرى التي تُظهر مجالات مغناطيسية: عطارد، والمشتري، وجانيميد، وزحل. [ 4 ]

مصدر الحرارة الأساسي

يعمل لب الكوكب كمصدر حراري للطبقات الخارجية للكوكب. في الأرض، يبلغ تدفق الحرارة عبر حدود اللب والوشاح 12 تيراواط. [ 31 ] تُحسب هذه القيمة بناءً على عدة عوامل: التبريد التدريجي، وتمايز العناصر الخفيفة، وقوى كوريوليس ، والتحلل الإشعاعي ، والحرارة الكامنة للتبلور. [ 31 ] تمتلك جميع الأجرام الكوكبية قيمة حرارية بدائية، أو مقدار الطاقة الناتجة عن التراكم. يُطلق على التبريد من هذه الدرجة الحرارية الأولية اسم التبريد التدريجي، وفي الأرض، ينقل التبريد التدريجي للّب الحرارة إلى وشاح سيليكاتي عازل . [ 31 ] مع نمو اللب الداخلي، تُضاف الحرارة الكامنة للتبلور إلى تدفق الحرارة إلى الوشاح. [ 31 ]

الاستقرار وعدم الاستقرار

قد تتعرض النوى الكوكبية الصغيرة لانبعاث طاقة كارثي مرتبط بتغيرات طورية داخلها. وقد وجد رامزي (1950) أن إجمالي الطاقة المنبعثة من مثل هذا التغير الطوري يبلغ حوالي 10 ^29 جول، أي ما يعادل إجمالي الطاقة المنبعثة نتيجة الزلازل عبر الزمن الجيولوجي . ويمكن لمثل هذا الحدث أن يفسر حزام الكويكبات . ولا تحدث هذه التغيرات الطورية إلا عند نسب محددة بين الكتلة والحجم، ومن أمثلة هذه التغيرات الطورية التكوين السريع أو التحلل السريع لمكون صلب في النواة. [ 32 ]

الكواكب الصخرية الداخلية

جميع الكواكب الصخرية الداخلية، بالإضافة إلى القمر، لها نواة غنية بالحديد. أما الزهرة والمريخ، فلكل منهما عنصر رئيسي إضافي في نواته. يُعتقد أن نواة الزهرة تتكون من الحديد والنيكل، على غرار الأرض. في المقابل، يُعتقد أن نواة المريخ تتكون من الحديد والكبريت، وهي مقسمة إلى طبقة سائلة خارجية تحيط بنواة صلبة داخلية. [ 21 ] مع ازدياد نصف قطر مدار الكوكب الصخري، يقل حجم النواة بالنسبة إلى نصف قطر الكوكب الكلي. [ 16 ] يُعتقد أن هذا يعود إلى أن تمايز النواة يرتبط ارتباطًا مباشرًا بالحرارة الأولية للجسم، لذا فإن نواة عطارد كبيرة نسبيًا ونشطة. [ 16 ] لا تمتلك الزهرة والمريخ، وكذلك القمر، مجالات مغناطيسية. قد يعود ذلك إلى عدم وجود طبقة سائلة متحركة تتفاعل مع النواة الصلبة الداخلية، حيث أن نواة الزهرة غير مُرتبة في طبقات. [ 20 ] على الرغم من أن المريخ يحتوي على طبقة سائلة وطبقة صلبة، إلا أنه لا يبدو أنهما يتفاعلان بنفس الطريقة التي تتفاعل بها المكونات السائلة والصلبة للأرض لإنتاج الدينامو. [ 21 ]

عمالقة الغاز والجليد الخارجية

تشير النظريات الحالية للكواكب الخارجية في النظام الشمسي، أي الكواكب العملاقة الجليدية والغازية، إلى وجود نوى صخرية صغيرة محاطة بطبقة من الجليد، وفي كوكبَي المشتري وزحل، تقترح النماذج وجود منطقة واسعة من الهيدروجين والهيليوم المعدنيين السائلين. [ 20 ] تُعدّ خصائص طبقات الهيدروجين المعدني هذه موضع جدل كبير لصعوبة إنتاجها في المختبرات، نظرًا للضغوط العالية المطلوبة. [ 33 ] يبدو أن كوكبَي المشتري وزحل يُطلقان طاقةً أكبر بكثير مما يُفترض أن يُشعّاه من الشمس وحدها، ويُعزى ذلك إلى الحرارة المنبعثة من طبقة الهيدروجين والهيليوم. لا يبدو أن لكوكب أورانوس مصدرًا حراريًا كبيرًا، بينما يمتلك كوكب نبتون مصدرًا حراريًا يُعزى إلى تكوين "ساخن". [ 20 ]

الأنواع المرصودة

يلخص ما يلي المعلومات المعروفة حول النوى الكوكبية لأجسام غير نجمية معينة.

داخل النظام الشمسي

الزئبق

يمتلك عطارد مجالًا مغناطيسيًا مرصودًا، يُعتقد أنه يتولد داخل نواته المعدنية. [ 29 ] تشغل نواة عطارد 85% من نصف قطر الكوكب، مما يجعلها أكبر نواة بالنسبة لحجم الكوكب في المجموعة الشمسية؛ وهذا يشير إلى أن جزءًا كبيرًا من سطح عطارد ربما فُقد في بدايات تاريخ المجموعة الشمسية. [ 34 ] يمتلك عطارد قشرة ووشاحًا صلبين من السيليكات يعلوهما طبقة خارجية صلبة من المعدن، تليها طبقة أعمق من السائل، ثم نواة داخلية صلبة محتملة تُشكل طبقة ثالثة. [ 34 ] لا يزال تركيب النواة الغنية بالحديد غير مؤكد، ولكن من المرجح أنها تحتوي على النيكل والسيليكون، وربما الكبريت والكربون، بالإضافة إلى كميات ضئيلة من عناصر أخرى. [ 35 ]

الزهرة

يختلف تركيب لب كوكب الزهرة اختلافاً كبيراً تبعاً للنموذج المستخدم في حسابه، وبالتالي فإن القيود مطلوبة. [ 36 ]

عنصرنموذج الغضروفنموذج التكثيف المتوازننموذج التحلل الحراري
حديد88.6%94.4%78.7%
النيكل5.5%5.6%6.6%
الكوبالت0.26%مجهولمجهول
الكبريت5.1%0%4.9%
الأكسجين0%مجهول9.8%

قمر

لا يزال وجود لب قمري محل نقاش؛ ومع ذلك، إذا كان له لب، فإنه كان سيتشكل بالتزامن مع لب الأرض بعد 45 مليون سنة من بداية النظام الشمسي، استنادًا إلى أدلة الهافنيوم والتنغستن [ 37 ] وفرضية الاصطدام العملاق . وقد يكون هذا اللب قد احتوى على دينامو مغناطيسي أرضي في وقت مبكر من تاريخه. [ 29 ]

أرض

يُلاحَظ وجود مجال مغناطيسي للأرض يتولد داخل نواتها المعدنية. [ 29 ] تعاني الأرض من نقص في الكتلة يتراوح بين 5 و10% في النواة بأكملها، ونقص في الكثافة يتراوح بين 4 و5% في النواة الداخلية. [ 27 ] تُحدَّد نسبة الحديد إلى النيكل في النواة بدقة من خلال النيازك الكوندريتية . [ 27 ] لا يُمثِّل الكبريت والكربون والفوسفور سوى 2.5% تقريبًا من مُكوِّن العناصر الخفيفة/نقص الكتلة. [ 27 ] لا توجد أدلة جيولوجية كيميائية تُشير إلى وجود أي عناصر مُشعّة في النواة. [ 27 ] مع ذلك، أظهرت الأدلة التجريبية أن البوتاسيوم مُحِبٌّ للحديد بشدة عند التعامل مع درجات الحرارة المُصاحبة لتراكم النواة، وبالتالي يُمكن أن يكون البوتاسيوم-40 قد وفَّر مصدرًا مُهمًّا للحرارة ساهم في دينامو الأرض في بداياتها، وإن كان ذلك بدرجة أقل مما هو عليه الحال على المريخ الغني بالكبريت. [ 28 ] تحتوي النواة على نصف كمية الفاناديوم والكروم الموجودة على الأرض، وقد تحتوي على كميات كبيرة من النيوبيوم والتنتالوم. [ 27 ] يفتقر لب الأرض إلى الجرمانيوم والغاليوم. [ 27 ] حدث تمايز اللب والوشاح خلال الثلاثين مليون سنة الأولى من تاريخ الأرض. [ 27 ] لا يزال توقيت تبلور اللب الداخلي غير واضح إلى حد كبير. [ 27 ]

المريخ

ربما كان للمريخ مجال مغناطيسي ناتج عن نواته في الماضي. [ 29 ] توقف هذا المجال المغناطيسي في غضون نصف مليار سنة من تكوّن الكوكب. [ 3 ] تشير نظائر الهافنيوم/التنغستن المستخرجة من نيزك زاغامي المريخي إلى تراكم سريع وتمايز سريع لنواة المريخ، أي في أقل من 10 ملايين سنة. [ 24 ] ربما كان البوتاسيوم-40 مصدرًا رئيسيًا للحرارة التي غذّت المجال المغناطيسي للمريخ في بداياته. [ 28 ]

قد يكون اندماج لبّ المريخ الأولي مع كوكب أولي آخر متمايز قد استغرق ما بين 1000 عام و300 ألف عام (بحسب لزوجة كلٍّ من اللبّ والوشاح). [ 26 ] كان من شأن التسخين الناتج عن الاصطدام لنواة المريخ أن يؤدي إلى تكوّن طبقات فيها، ما يُعطّل الدينامو المريخي لمدة تتراوح بين 150 و200 مليون عام. [ 26 ] تشير النماذج التي وضعها ويليامز وآخرون عام 2004 إلى أنه لكي يمتلك المريخ دينامو فعالًا، كان لبّه في البداية أسخن بمقدار 150 كلفن من وشاحه (وهو ما يتوافق مع تاريخ تمايز الكوكب، وكذلك فرضية الاصطدام)، ومع وجود لبّ سائل، كان من الممكن أن يتوزع البوتاسيوم-40 في اللبّ، موفرًا مصدرًا إضافيًا للحرارة. ويخلص النموذج كذلك إلى أن لب المريخ سائل بالكامل، إذ أن الحرارة الكامنة للتبلور كانت ستُشغّل دينامو يدوم لفترة أطول (أكثر من مليار سنة). [ 3 ] إذا كان لب المريخ سائلاً، فإن الحد الأدنى لنسبة الكبريت سيكون 5 % وزناً. [ 3 ]  

غانيميد

يُلاحظ وجود مجال مغناطيسي داخل النواة المعدنية لغانيميد . [ 29 ]

كوكب المشتري

يُلاحظ وجود مجال مغناطيسي داخل نواة كوكب المشتري ، مما يشير إلى وجود مادة معدنية فيه. [ 4 ] ويُعدّ مجاله المغناطيسي الأقوى في المجموعة الشمسية بعد مجال الشمس.

يمتلك كوكب المشتري نواة صخرية و/أو جليدية تبلغ كتلتها من 10 إلى 30 ضعف كتلة الأرض، ومن المرجح أن تكون هذه النواة قابلة للذوبان في الغلاف الغازي العلوي، وبالتالي فهي بدائية التركيب. وبما أن النواة لا تزال موجودة، فلا بد أن الغلاف الخارجي قد تراكم في الأصل على نواة كوكبية سابقة. [ 6 ] تدعم نماذج الانكماش/التطور الحراري وجود الهيدروجين المعدني داخل النواة بوفرة كبيرة (أكبر من زحل). [ 4 ]

زحل

يُلاحَظ وجود مجال مغناطيسي داخل نواة زحل المعدنية . [ 4 ] يوجد الهيدروجين المعدني داخل النواة (بنسبة أقل من كوكب المشتري). [ 4 ] يمتلك زحل نواة صخرية أو جليدية تبلغ كتلتها من 10 إلى 30 ضعف كتلة الأرض، ومن المرجح أن تكون هذه النواة قابلة للذوبان في الغلاف الغازي العلوي، وبالتالي فهي بدائية التركيب. وبما أن النواة لا تزال موجودة، فلا بد أن الغلاف قد تراكم في الأصل على نوى كوكبية سابقة. [ 6 ] تدعم نماذج الانكماش/التطور الحراري وجود الهيدروجين المعدني داخل النواة بنسب كبيرة (لكنها لا تزال أقل من كوكب المشتري). [ 4 ]

نوى الكواكب المتبقية

ستوفر البعثات إلى الأجرام في حزام الكويكبات فهمًا أعمق لتكوين لب الكواكب. كان يُعتقد سابقًا أن التصادمات في النظام الشمسي تؤدي إلى اندماج كامل، لكن الدراسات الحديثة على الأجرام الكوكبية تشير إلى أن بقايا التصادمات تُجرّد من طبقاتها الخارجية، تاركةً وراءها جرمًا سيصبح في نهاية المطاف لبًا كوكبيًا. [ 38 ] تهدف مهمة "سايكي"، التي تحمل عنوان "رحلة إلى عالم معدني"، إلى دراسة جرم قد يكون لبًا كوكبيًا متبقيًا. [ 39 ]

خارج الشمس

مع ازدياد الاهتمام بدراسة الكواكب الخارجية بفضل التقنيات الحديثة التي تتيح اكتشاف أنواع مختلفة منها، يجري العمل على نمذجة أنوية هذه الكواكب. وتعتمد هذه الأنوية على تركيبها الأولي، والذي يُستدل عليه من خلال أطياف امتصاص كل كوكب على حدة، بالإضافة إلى أطياف انبعاث نجمه.

الكواكب الخثونية

ينشأ الكوكب الجوفي عندما يُجرّد نجم عملاق غازي غلافه الجوي الخارجي، على الأرجح بسبب هجرة الكوكب نحو الداخل. ولا يتبقى من هذا الاصطدام سوى النواة الأصلية.

الكواكب المشتقة من النوى النجمية والكواكب الماسية

تتشكل الكواكب الكربونية ، التي كانت تُعرف سابقًا بالنجوم، بالتزامن مع تشكل النجوم النابضة ذات النبضات الميلي ثانية . أول كوكب من هذا النوع تم اكتشافه كان كثافته 18 ضعف كثافة الماء، وحجمه خمسة أضعاف حجم الأرض. لذا، لا يمكن أن يكون هذا الكوكب غازيًا، بل يجب أن يتكون من عناصر أثقل وأكثر وفرة في الكون، مثل الكربون والأكسجين؛ مما يجعله على الأرجح بلوريًا كالألماس. [ 40 ]

يُعدّ PSR J1719-1438 نجمًا نابضًا مدته 5.7 ميلي ثانية، وقد وُجد أن له رفيقًا بكتلة مماثلة لكوكب المشتري ولكن بكثافة تبلغ 23  جم/سم³ ، مما يشير إلى أن هذا الرفيق هو قزم أبيض كربوني ذو كتلة منخفضة للغاية ، ومن المرجح أن يكون نواة نجم قديم. [ 41 ]

كواكب جليدية ساخنة

تشير الكواكب الخارجية ذات الكثافة المتوسطة (أكثر كثافة من كواكب المشتري، ولكن أقل كثافة من الكواكب الأرضية) إلى أن كواكب مثل GJ1214b و GJ436 تتكون أساسًا من الماء. وتؤدي الضغوط الداخلية لهذه العوالم المائية إلى تكوّن أطوار غريبة من الماء على سطحها وداخل نواتها. [ 42 ]

مراجع

  1. ↑ إيروين، باتريك جي جي؛ دوبينسون، جاك؛ جيمس، أرجونا؛ تينبي، نيكولاس أ؛ سيمون، إيمي أ؛ فليتشر، لي ن؛ رومان، مايكل ت؛ أورتون، جلين س؛ وونغ، مايكل هـ؛ توليدو، دانيال؛ بيريز-هويوس، سانتياغو؛ بيك، جولي (23-12-2023). "نمذجة الدورة الموسمية للون أورانوس وقدره، ومقارنته بنبتون" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 527 (4): 11521-11538 . doi : 10.1093/mnras/stad3761 . hdl : 1983/ce5d024c-767e-4f46-83ca-fa6049de548b . ISSN 0035-8711 . 
  2. ↑ سولومون، إس سي (2007). "أخبار ساخنة حول لب عطارد". مجلة ساينس . 316 (5825): 702-703 . doi : 10.1126/science.1142328 . PMID 17478710. S2CID 129291662 .  
  3. 1 2 3 4 ويليامز، جان بيير؛ نيمو، فرانسيس (2004). "التطور الحراري لنواة المريخ: دلالات على وجود دينامو مبكر". الجيولوجيا . 32 (2): 97-100 . Bibcode : 2004Geo....32...97W . doi : 10.1130/g19975.1 . S2CID 40968487 . 
  4. 1 2 3 4 5 6 7 بولاك، جيمس ب.؛ غروسمان، ألين س.؛ مور، رونالد؛ غرابوسكي، هارولد س. الابن (1977). "حساب تاريخ انكماش زحل بفعل الجاذبية". إيكاروس . 30 (1). أكاديميك برس، إنك: 111-128 . Bibcode : 1977Icar...30..111P . doi : 10.1016/0019-1035(77)90126-9 .
  5. ↑ فورتني، جوناثان جيه؛ هوبارد، ويليام بي. (2003). "انفصال الطور في الكواكب العملاقة: التطور غير المتجانس لكوكب زحل". إيكاروس . 164 (1): 228-243 . arXiv : astro-ph/0305031 . Bibcode : 2003Icar..164..228F . doi : 10.1016/s0019-1035(03)00130-1 . S2CID 54961173 . 
  6. 1 2 3 4 5 ستيفنسون، دي جيه (1982). "تكوين الكواكب العملاقة". علوم الكواكب والفضاء 30 ( 8). دار بيرغامون للنشر المحدودة: 755-764 . رمز Bibcode : 1982P & SS...30..755S . doi : 10.1016/0032-0633(82)90108-8 .
  7. ↑ ساتو، بونئي وآخرون (نوفمبر 2005). "اتحاد N2K. الجزء الثاني: زحل ساخن عابر حول HD 149026 ذو نواة كثيفة كبيرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 633 (1): 465-473 . arXiv : astro-ph/0507009 . Bibcode : 2005ApJ...633..465S . doi : 10.1086/449306 . S2CID 119026159 . 
  8. ↑ كافنديش، هـ. (1798). "تجارب لتحديد كثافة الأرض" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 88 : 469-479 . doi : 10.1098/rstl.1798.0022 .
  9. ^ ويشرت، إي. (1897). "Uber die Massenverteilung im Inneren der Erde" [ حول التوزيع الشامل داخل الأرض ] . Nachrichten der Königlichen Gesellschaft der Wissenschaften zu Göttingen، Mathematische-physikalische Klasse (باللغة الألمانية). 1897 (3): 221-243 .
  10. ↑ أولدهام، آر دي (1 فبراير 1906). "بنية باطن الأرض كما تكشفها الزلازل" . المجلة الفصلية للجمعية الجيولوجية . 62 ( 1-4 ): 456-475 . Bibcode : 1906QJGS...62..456O . doi : 10.1144/GSL.JGS.1906.062.01-04.21 . S2CID 129025380 . 
  11. ↑ هيمدون، ج. مارفن (2009). "اكتشاف ريتشارد د. أولدهام لنواة الأرض" . شركة ترانسداين.
  12. ↑ ناكامورا، يوسيو؛ لاثام، غاري؛ لاملين، ديفيد؛ إيوينغ، موريس؛ دونيبييه، فريدريك؛ دورمان، جيمس (يوليو 1974). "استنتاج عمق باطن القمر من بيانات زلزالية حديثة". رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 1 (3): 137-140 . Bibcode : 1974GeoRL...1..137N . doi : 10.1029/gl001i003p00137 . ISSN 0094-8276 . 
  13. ↑ بوساي، بن؛ جيليس، جيفري جيه؛ بيترسون، كريس؛ هوك، بي. راي؛ تومبكينز، ستيفاني؛ ماكالوم، آي. ستيوارت؛ شيرر، تشارلز كيه؛ نيل، كلايف آر؛ رايتر، كيفن (1 يناير 2006). "تركيب وبنية باطن القمر". مراجعات في علم المعادن والكيمياء الجيولوجية . 60 (1): 221-364 . Bibcode : 2006RvMG...60..221W . doi : 10.2138/rmg.2006.60.3 . ISSN 1529-6466 . S2CID 130734866 .  
  14. ↑ ويبر، آر سي؛ لين، بي-واي؛ غارنيرو، إي جيه؛ ويليامز، كيو؛ لوغنون، بي. (21 يناير 2011). "الكشف الزلزالي عن لب القمر" . مجلة ساينس . 331 (6015): 309-312 . رمز Bibcode : 2011Sci...331..309W . doi : 10.1126/science.1199375 . ISSN 0036-8075 . PMID 21212323. S2CID 206530647 .   
  15. ↑ أبرز أحداث مهمة مارينر 10 : فسيفساء الزهرة P-14461 ، الإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء، مختبر الدفع النفاث، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، 1987، OCLC 18035258  
  16. 1 2 3 سولومون، شون سي. (يونيو 1979). "تكوين وتاريخ وطاقة النوى في الكواكب الأرضية". فيزياء الأرض وباطن الكواكب . 19 (2): 168-182 . Bibcode : 1979PEPI...19..168S . doi : 10.1016/0031-9201(79)90081-5 . ISSN 0031-9201 . 
  17. ↑ هوبارد، ويليام ب. (1992). باطن الكواكب . دار نشر كريجر. رقم ISBN 089464565X. OCLC 123053051 . 
  18. ↑ مارغو، جان لوك؛ بيل، ستانتون جيه؛ سولومون، شون سي؛ هاوك، ستيفن إيه؛ غيغو، فرانك دي؛ يورغنز، ريموند إف؛ يسيبودت، ماري؛ جيورجيني، جون دي؛ بادوفان، سيباستيانو (ديسمبر 2012). "عزم قصور عطارد الذاتي من بيانات الدوران والجاذبية: عزم قصور عطارد الذاتي" . مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب . 117 (E12): غير متوفر. Bibcode : 2012JGRE..117.0L09M . doi : 10.1029/2012JE004161 .
  19. ↑ سولومون، شون سي. (أغسطس 1976). "بعض جوانب تكوين النواة في عطارد". إيكاروس . 28 (4): 509-521 . Bibcode : 1976Icar...28..509S . doi : 10.1016/0019-1035(76)90124-X . hdl : 2060/19750022908 . S2CID 120492617 . 
  20. 1 2 3 4 دي باتر، إمكي؛ ليسور، جاك جوناثان (2015). علوم الكواكب ( الطبعة الثانية). كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/cbo9781316165270.023 . ISBN  978-1-107-09161-0.
  21. 1 2 3 ستيفنسون، ديفيد ج . (يوليو 2001). "لب المريخ ومغناطيسيته". مجلة نيتشر . 412 (6843): 214-219 . Bibcode : 2001Natur.412..214S . doi : 10.1038/35084155 . ISSN 0028-0836 . PMID 11449282. S2CID 4391025 .   
  22. وود ، برنارد جيه ؛ والتر ، مايكل جيه؛ جوناثان ، ويد (يونيو 2006). "تراكم الأرض وانفصال نواتها". مجلة نيتشر . 441 ( 7095): 825-833 . Bibcode : 2006Natur.441..825W . doi : 10.1038 / nature04763 . PMID : 16778882. S2CID : 8942975 .  
  23. ↑ "التمايز" . قاموس ميريام ويبستر . 2014.
  24. هاليداي ، ن .، أليكس (فبراير 2000). "معدلات تراكم الأرض وأصل القمر". رسائل علوم الأرض والكواكب . 176 (1). العلوم: 17-30 . Bibcode : 2000E & PSL.176...17H . doi : 10.1016/s0012-821x(99)00317-9 .
  25. ↑ "نموذج جديد لأصل القمر" . معهد SETI . 2012. مؤرشف من الأصل في 21 أكتوبر 2012.
  26. مونتو ، جوليان ؛ أركاني حامد، جعفر (نوفمبر 2013). "عواقب الاصطدامات العملاقة في المريخ المبكر: اندماج النوى وتطور الدينامو المريخي" (ملف PDF) . مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب . 119 (3). منشورات الاتحاد الجيوفيزيائي الأمريكي: 84-87 . رمز Bibcode : 2014JGRE..119..480M . doi : 10.1002/2013je004587 . S2CID 41492849 . 
  27. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 ماكدونو، دبليو إف (2003). "نموذج تركيبي لنواة الأرض". جيوكيمياء الوشاح والنواة . ميريلاند: قسم الجيولوجيا بجامعة ميريلاند: 547-568 .
  28. مورثي ، ف . راما؛ فان ويسترينين، ويم؛ فاي، يينغوي (2003). "دليل تجريبي على أن البوتاسيوم مصدر حرارة إشعاعية كبير في لب الكواكب". رسائل إلى الطبيعة . 423 (6936): 163-167 . Bibcode : 2003Natur.423..163M . doi : 10.1038/nature01560 . PMID 12736683. S2CID 4430068 .  
  29. 1 2 3 4 5 6 7 8 هاوك، إس. أ.؛ فان أورمان، ج. أ. (2011). "علم الصخور الأساسية: آثاره على ديناميكيات وتطور باطن الكواكب". ملخصات اجتماع الخريف للاتحاد الجيوفيزيائي الأمريكي . 2011. الاتحاد الجيوفيزيائي الأمريكي: DI41B–03. رمز Bibcode : 2011AGUFMDI41B..03H .
  30. ↑ إدوارد آر دي سكوت، "أصول الاصطدام للبالاسيت"، علوم القمر والكواكب XXXVIII، 2007.
  31. 1 2 3 4 نيمو، ف. (2015). "طاقة اللب". دراسة في الجيوفيزياء . أمستردام: إلسيفير . ص 27-55 . doi : 10.1016/b978-0-444-53802-4.00139-1 . ISBN  978-0-444-53803-1.
  32. ↑ رامزي، دبليو إتش (أبريل 1950). "حول عدم استقرار النوى الكوكبية الصغيرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 110 (4): 325-338 . Bibcode : 1950MNRAS.110..325R . doi : 10.1093/mnras/110.4.325 .
  33. ↑ كاستلفيكي، دافيد (26 يناير 2017). "الفيزيائيون يشككون في تقرير جريء عن الهيدروجين المعدني" . مجلة نيتشر . 542 (7639): 17. Bibcode : 2017Natur.542...17C . doi : 10.1038/nature.2017.21379 . ISSN 0028-0836 . PMID 28150796 .  
  34. 1 2 ناسا (2012). "مسبار ميسنجر يقدم نظرة جديدة على لب عطارد المثير للدهشة وعجائب سطحه". بيانات صحفية . وودلاندز، تكساس: ناسا: 1-2 .
  35. ↑ نيتلر، لاري ر.؛ شابوت، نانسي ل.؛ غروف، تيموثي ل.؛ بيبلوفسكي، باتريك ن. (2018). "التركيب الكيميائي للزئبق". في: سولومون، شون س.؛ نيتلر، لاري ر.؛ أندرسون، برايان ج. (محررون). عطارد: الرؤية بعد مهمة ماسنجر . سلسلة كتب علوم الكواكب في كامبريدج. كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج. الصفحات 30-51 . arXiv : 1712.02187 . Bibcode : 2018mvam.book...30N . doi : 10.1017/9781316650684.003 . ISBN  9781316650684. S2CID 119021137 . 
  36. ↑ فيجلي، ب. الابن (2003). "فينوس". دراسة في الجيوكيمياء . 1. إلسيفير: 487-507 . Bibcode : 2003TrGeo...1..487F . doi : 10.1016/b0-08-043751-6/01150-6 . ISBN 9780080437514.
  37. ↑ مونكر، كارستن؛ بفاندر، يورغ أ؛ وير، ستيفان؛ بوخل، أنيت؛ كلاين، ثورستن؛ ميزغر، كلاوس (يوليو 2003). "تطور النوى الكوكبية ونظام الأرض والقمر من خلال تصنيف النيوبيوم/التنتالوم". مجلة ساينس . 301 (5629): 84-87 . Bibcode : 2003Sci...301...84M . doi : 10.1126/ science.1084662 . PMID 12843390. S2CID 219712 .  
  38. ↑ ويليامز، كوينتين؛ أغنور، كريغ ب.؛ أسفوغ، إريك (يناير 2006). "اصطدامات الكواكب العابرة". مجلة نيتشر . 439 (7073): 155-160 . رمز Bibcode : 2006Natur.439..155A . doi : 10.1038/nature04311 . ISSN 1476-4687 . PMID 16407944. S2CID 4406814 .   
  39. ↑ لورد، بيتر؛ تيلي، سكوت؛ أوه، ديفيد واي؛ غوبل، دان؛ بولانسكي، كارول؛ سنايدر، ستيف؛ كار، غريغ؛ كولينز، ستيفن إم؛ لانتوين، غريغوري (مارس 2017). "سايكي: رحلة إلى عالم معدني". مؤتمر IEEE للفضاء الجوي 2017. IEEE. الصفحات 1-11 . doi : 10.1109/aero.2017.7943771 . ISBN  9781509016136. S2CID 45190228 . 
  40. ↑ "اكتشاف كوكب "ألماسي"؛ قد يكون نجمًا مُجردًا . ناشيونال جيوغرافيك . جمعية ناشيونال جيوغرافيك. ٢٥ أغسطس ٢٠١١. مؤرشف من الأصل في ١٦ أكتوبر ٢٠١١.
  41. ↑ بايلز، م. وآخرون (سبتمبر 2011). "تحول نجم إلى كوكب في نظام نجمي ثنائي نابض بالمللي ثانية". مجلة ساينس . 333 (6050): 1717-1720 . arXiv : 1108.5201 . Bibcode : 2011Sci...333.1717B . doi : 10.1126/science.1208890 . PMID 21868629. S2CID 206535504 .   
  42. ↑ "كواكب جليدية ساخنة" . رسالة إلى إيجل. 9 أبريل 2012. مؤرشف من الأصل في 4 مارس 2016. تم الاطلاع عليه في 13 أبريل 2014 .