Վիքիպեդիա

Մոլորակային միջուկ

Մոլորակային միջուկ, մոլորակների ընդերքի կենտրոնում գտնվող հատվածը[1]։ Միջուկները կարող են լինել ամբողջությամբ պինդ, ամբողջությամբ հեղուկ կամ, ինչպես Երկիր մոլորակի դեպքում է, պինդ և հեղուկ շերտերի խառնուրդ[2]։ Արեգակնային համակարգում , միջուկի չափերը տատանվում են մոտավորապես 20 տոկոսից (Լուսին) մինչև մոլորակի շառավիղի 85 տոկոսը(Մերկուրի)։

Ներքին մոլորակների ներքին կառուցվածքը։
Արտաքին մոլորակների ներքին կառուցվածքը։

Գազային հսկաները նույնպես ունեն միջուկներ, չնայած դրանց կառուցվածքը դեռևս քննարկման առարկա է․ դրանք, հավանական է, որ կազմված են քարից/երկաթից, կամ նույնիսկ սառույցից և հեղուկ մետաղական ջրածնից[3][4][5]։ Գազային հսկաների միջուկները համամասնորեն ավելի փոքր են, քան երկրային մոլորակների միջուկները, թեպետ, այնուամենայնիվ, դրանք կարող են զգալիորեն ավելի մեծ լինել, քան Երկիր մոլորակինը․ Յուպիտերի միջուկները 10-30 անգամ ավելի ծանր են, քան Երկիր մոլորակինը, իսկ HD149026 b էկզոմոլորակի միջուկը կարող է 100 անգամ ավելի ծանր լինել Երկրի զանգվածից[6]։

Շատ բարդ է ուսումնասիրել մոլորակային միջուկները, քանի որ դրանց անհնար է բացահայտել ուսումնական մեթոդներով և գրեթե չկան մոդելներ, որոնք միջուկից են հայտնաբերվել։ Այսպիսով, մոլորակային միջուկները ուսումնասիրվում են հատուկ տեխնիկաների միջոցով, ինչպիսիք են երկրաշարժագիտությունը,անօրգանական ֆիզիկան և մոլորակային դինամիկան։

Հայտնագործություն

խմբագրել

Երկիր մոլորակի միջուկը

խմբագրել

1797 թվականին, Հենրի Կավենդիշը հաշվարկեց, որ Երկրի միջին խտությունը 5,48 անգամ ավելի է ջրի խտությունից (հետագայում զտվեց և դարձավ 5,53)․ սա հանգեցրեց այն համոզմունքին, որ Երկիրը շատ ավելի խիտ է իր ներքին հատվածում[7]։ Երկաթե երկնաքարերի հայտնաբերումից հետո՝ 1998 թվականին, Վիչերտը պնդեց, որ Երկիրն ունի երկաթե երկնաքարերին նման բաղադրություն, բայց երկաթը գտնվում է Երկրի ներսում․ նա դա ավելի ուշ ներկայացրեց՝ միացնելով Երկրի զանգվածային խտությունը բաց թողնված երկաթի և նիկելի հետ, որպես միջուկ[8]։ Երկրի միջուկը առաջին անգամ հայտնաբերվել է 1906 թվականին Ռիչարդ Դիքսոն Օլդհեմի կողմից՝ P-ալիքի ստվերային գոտու՝ հեղուկ արտաքին միջուկի հայտնաբերման ժամանակահատվածում[9]։ Մինչև 1936 թվականը, սեյսմոլոգները որոշել էին ընդհանուր միջուկի չափը, ինչպես նաև հեղուկ արտաքին միջուկի և պինդ ներքին միջուկի միջև եղած սահմանը[10]։

Լուսնի միջուկը

խմբագրել

Լուսնի ներքին կառուցվածքը բնութագրվել է 1974 թվականին՝ օգտագործելով սեյսմիկ տվյալները, որոնք հավաքագրվել էին լուսնային ցնցումների Ապոլլոն առաքելությունների կողմից[11] ։ Լուսնի միջուկն ունի 300 կմ շառավիղ[12]։ Լուսնի երկաթե միջուկն ունի հեղուկ արտաքին շերտ, որը կազմում է միջուկի ծավալի 60 տոկոսը՝ պինդ ներքին միջուկով[13]։

Քարային մոլորակների միջուկները

խմբագրել

Քարային մոլորակների միջուկները սկզբում բնութագրվում էին տիեզերանավերի տվյալների վերլուծությամբ, ինչպիսիք են ՆԱՍԱ-ի կողմից արձակված Մարիներ-10-ը, որը թռչում էր դեպի Մերկուրի և Վեներա՝ դիտարկելու դրանց մակերեսների բնութագրերը[14]։ Մյուս մոլորակների միջուկները չեն կարող չափվել իրենց մակերեսների վրա սեյսմաչափեր օգտագործելով, բայց փոխարենը դրանք պետք է հաշվարկվեն ելնելով այս թռչող դիտարկումներից ստացված հաշվարկներից։ Զանգվածը և չափը կարող են ապահովել մոլորակային մարմնի ներքին մասը կազմող բաղադրիչները։ Քարային մոլորակների կառուցվածքը սահմանափակված է մոլորակի միջին խտությամբ և նրա իներցիայի մոմենտով[15]։ Տարբերակված մոլորակի համար իներցիայի մոմենտը ավելի քիչ է, քան 0,4-ը, քանի որ մոլորակի խտությունը կենտրոնացված է կենտրոնում[16]։ Մերկուրի մոլորակի իներցիայի մոմենտը 0,346 է, ինչը վկայում է միջուկի մասին[17] ։ Էներգիայի հաշվարկների պահպանումը, ինչպես նաև մագնիսական դաշտի չափումները կարող են նաև սահմանափակել կազմը, և մոլորակների մակերևութային երկրաբանությունը կարող է բնութագրել մարմնի տարբերակումը իր կուտակումից ի վեր[18]։ Մերկուրիի, Վեներայի և Մարսի միջուկները համապատասխանաբար կազմում են իրենց շառավիղի մոտ 75 տոկոսը, 50 տոկոսը և 40 տոկոսը[19][20]։

Ձևավորում

խմբագրել

Կուտակում

խմբագրել

Մոլորակային համակարգերը ձևավորվում են փոշու և գազի հարթեցված սկավառակներից, որոնք արագորեն (հազարամյակների ընթացքում) կուտակվում են մոտ 10 կմ տրամագիծ ունեցող պլանետեզեմալներում։ Այստեղից գրավիտացիան սկսում է արտադրել Լուսնից մինչև Մարս հասնող չափերի մոլորակային սաղմեր (105 – 106 տարի) և դրանք զարգանում են մոլորակային մարմիններում 10-100 միլիոն տարվա ընթացքում[21]։

Յուպիտերը և Սատուրնը, հավանաբար, ձևավորվել են նախկինում գոյություն ունեցող քարային կամ սառցե մարմինների շուրջ՝ վերածելով այս սկզբնական մոլորակները գազային հսկաների միջուկների[5]։ Սա մոլորակների ձևավորման մոլորակային միջուկի կուտակման մոդելն է։

Տարբերակում

խմբագրել

Մոլորակային տարբերակումը հիմնականում սահմանվում է որպես զարգացում՝ մեկ բանից մյուսը, օրինակ միատարր մարմնից մի քանի տարասեռ բաղադրիչների[22]։ Հաֆնիում-182/վոլֆրամ-182 իզոտոպային համակարգը գոյություն է ունեցել 4,5 միլիոն տարի և այն 45 միլիոն տարի հետո համարվում էր անհետացած համակարգ։ Հաֆնիումը կիտոֆիլ տարր է, իսկ վոլֆրամը՝ սիդերոֆիլ։ Այսպիսով, եթե մետաղների տարանջատումը ( Երկրի միջուկի և պատյանի միջև) տեղի է ունեցել 45 միլիոն տարվա մեջ, սիլիկատային պաշարները զարգացնում են դրական Hf/W անոմալիաներ, իսկ մետաղական պաշարները ստանում են բացասական անոմալիաներ չտարբերակված քոնդրիտային նյութի նկատմամբ[21] ։ իտարկված Hf/W հարաբերակցությունը երկաթե երկնաքարերում սահմանափակում է մետաղների տարանջատումը մինչև 5 միլիոն տարի, Երկրի թիկնոցի Hf/W հարաբերակցությունը Երկրի միջուկը առանձնացնում է 25 միլիոն տարվա ընթացքում[21]։ Մի քանի գործոններ վերահսկում են մետաղական միջուկի տարանջատումը, ներառյալ պերովսկիտի բյուրեղացումը։ Պերովսկիտի բյուրեղացումը վաղ մագմայի օվկիանոսում օքսիդացման գործընթաց է և կարող է առաջացնել երկաթի, մետաղի արտադրությունն ու արդյունահանումը բնական սիլիկատային հալոցքից։

Միջուկի միաձուլում և ազդեցություններ

խմբագրել

Վաղ Արեգակնային համակարգի մոլորակի չափերն ունեցող մարմինների միջև ազդեցությունները կարևոր ասպեկտներ են մոլորակների և մոլորակային միջուկների ձևավորման և աճի գործում։

Երկիր-Լուսին համակարգ

խմբագրել

Ըստ հսկայական բախման հիպոթեզի, Մարս մոլորակի չափերն ունեցող Թեիա մոլորակի և Երկրի բախման արդյունքում առաջացել են մեր ժամանակների Երկիրն ու Լուսինը[23]։ Այս բախման ժամանակ Թեիայից և պրոտո-Երկրից առաջացած երկաթի մեծ մասը ընդգրկվեց Երկրի միջուկում[24]։

Մարս

խմբագրել

Միջուկի միաձուլումը պրոտո-Մարսի և մեկ այլ տարբերակված մոլորակոիդի միջև կարող էր տևել ամենաքիչը 1000 տարի կամ ամենաշատը մինչև 300000 տարի (կախված երկու միջուկների մածուցիկությունից)[25]։

Քիմիա

խմբագրել

Երկրի առաջնային կազմի որոշում

խմբագրել

Օգտագործելով քոնդրիտային տեղեկատու մոդելը և համատեղելով ընդերքի և մոլորակային թիկնոցի հայտնի բաղադրությունները, կարելի է որոշել անհայտ բաղադրիչը, ներքին և արտաքին միջուկի բաղադրությունը, օրինակ ՝85% Fe, 5% Ni, 0,9% Cr, 0,25% Co և մյուս բոլոր հրակայուն մետաղները՝ շատ ցածր կոնցենտրացիաներում[21]։Սա Երկրի միջուկի մոտ առաջացնում է 5–10% կշռի դեֆիցիտ արտաքին միջուկի համար[26] a, և 4–5% ՝ ներքին միջուկի[26], որը ավելի թեթև տարրերին է վերագրվում, որոնք պետք է գոյություն ունենան Տիեզերքում և լուծվեն երկաթում, ինչպիսիք են H, O, C, S, P և Si տարրերը[21] ։ Երկրի միջուկը պարունակում է Երկրի վանադիումի և քրոմի կեսը, և կարող է նաև պարունակել զգալի քանակությամբ նիոբիում և տանտալ[26]։ Երկրի միջուկում չկան գերմանիում և գալիում[26]։

Երկրի կշռի դեֆիցիտի բաղադրիչներ

խմբագրել

Ծծումբը սիդերոֆիլ տարր է, որոշ չափով անկայուն և լուծվում է սիլիկատներում, այսպիսով այն կարող է կազմել Երկրի միջուկի 1,9% կշիռը[21] ։ Նմանատիպ փաստարկներով ֆոսֆորը կարող է կազմել մինչև 0,2% կշիռը։ Ջրածինը և ածխածինը, այնուամենայնիվ, ցնդող տարրեր են, հետևաբար, իրենց կշիռը կկորցնեն վաղ կուտակման ժամանակ, այսինքն նրանք կարող են համապատասխանաբար կազմել միայն 0,1%-ից մինչև 0,2% կշիռ[21]։ Սիլիցիումը և թթվածինը կազմում են Երկրի միջուկի մնացած զանգվածի դեֆիցիտը, չնայած յուրաքանչյուրի բազմազանությունը դեռևս հակասությունների պատճառ է հանդիսանում․ դրա ձևավորման ընթացքում այն հիմնականում պտտվում է Երկրի միջուկի ճնշման և օքսիդացման վիճակի շուրջ[21] ։ Երկրաքիմիական որևէ ապացույց գոյություն չունի Երկրի միջուկում ռադիոակտիվ տարրեր ներառելու համար[26]։ Չնայած դրան, փորձարարական ապացույցները ցույց են տվել, որ կալիումը խիստ սիդերոֆիլ տարր է միջուկի ձևավորման հետ կապված ջերմաստիճաններում, հետևաբար մոլորակների մոլորակային միջուկներում գոյություն ունի կալիումի պոտենցիալ, այսինքն կա նաև կալիում-40[27]։

Երկրի իզոտոպային կազմ

խմբագրել

Հաֆնիում/վոլֆրամ (Hf/W) իզոտոպային հարաբերակցությունները, երբ համեմատվում են քոնդրիտային հղման շրջանակների հետ, ցույց են տալիս սիլիկատային Երկիր մոլորակի հարստացումը, ինչը վկայում է Երկրի միջուկի սպառման մասին։ Երկաթե երկնաքարերը, որոնք ենթադրվում է, որ առաջացել են միջուկի մասնատման գործընթացներից, նույնպես սպառվում են[21]։ Նիոբիում/տանտալ (Nb/Ta) իզոտոպային հարաբերակցությունները, երբ համեմատվում են քոնդրիտային հղման շրջանակի հետ, ցույց են տալիս սիլիկատային Երկիր մոլորակի և Լուսնի սիլիկատային զանգվածի թույլ սպառումը[28]։

Պալազիտ երկնաքարեր

խմբագրել

Ենթադրվում է, որ պալազիտները ձևավորվել են մոլորակային միջուկի և թիկնոցի հատման կետում, չնայած վերջին հիպոթեզը ենթադրում է, որ դրանք միջուկի և թիկնոցի նյութերի ազդեցության արդյունքում առաջացած խառնուրդներ են[29]։

Դինամիկա

խմբագրել

Դինամո

խմբագրել

Դինամոյի տեսությունը առաջարկված մեխանիզմ է, որը բացատրում է, թե ինչպես են Երկրի նման երկնային մարմինները մագնիսական դաշտեր առաջացնում։ Մագնիսական դաշտի առկայությունը կամ բացակայությունը կարող է օգնել սահմանափակել մոլորակային միջուկի դինամիկան։ Լրացուցիչ մանրամասների համար պետք է ուսումնասիրել Երկրի մագնիսական դաշտը։ Դինամոն, որպես շարժիչ ուժ, պահանջում է ջերմային և/կամ բաղադրիչների լողացության աղբյուր[28] : Լողացությունը չի կարող առաջացնել անհրաժեշտ կոնվեկցիան, ինչպես նշված է մոդելավորման մեջ, հետևաբար, պահանջվում է բաղադրիչների լողացություն (ֆազերի փոփոխություններից)։ Երկրի վրա լողացողությունը առաջանում է ներքին միջուկի բյուրեղացումից (որը կարող է առաջանալ ջերմաստիճանի հետևանքով)։ Բաղադրիչների լողացության օրինակները ներառում են երկաթի համաձուլվածքների խառնուրդը ներքին միջուկին և հեղուկի անխառնելիությունը, որոնք կարող են ազդել կոնվեկցիայի վրա և՛ դրական, և՛ բացասական կերպով՝ կախված այն ընդունող մարմնի հետ կապված շրջակա միջավայրի ջերմաստիճանից և ճնշումից[28]։ Այն երկնային մարմինները, որոնք ունեն մագնիսական դաշտեր Մերկուրին, Յուպիտերը, Գանիմեդը և Սատուրնն են[3]։

Միջուկի ջերմության աղբյուր

խմբագրել

Մոլորակային միջուկը ջերմության աղբյուր է հանդիսանում մոլորակի արտաքին շերտերի համար։ Երկրի վրա ջերմային հոսքը միջուկի թիկնոցի վրայով, կազմում է 12 տերավատ[30]։ Սա հաշվարկվում է տարատեսակ գործոններով՝ աշխարհիկ սառեցմամբ, թեթև տարրերի տարբերակմամբ, «Coriolis» ուժերով, ռադիոակտիվ քայքայմամբ և բյուրեղացման թաքնված ջերմությամբ[30]։ Բոլոր մոլորակային մարմիններն ունեն ջերմային արժեքներ կամ կուտակումից ստացված էներգիայի քանակություն։ Հիմնական ջերմաստիճանի սառեցումը կոչվում է աշխարհիկ սառեցում և Երկիր մոլորակի միջուկի աշխարհիկ սառեցումը ջերմությունը փոխանցում է դեպի մեկուսիչ սիլիկատային թիկնոց[30]։ Քանի որ ներքին միջուկը մեծանում է, բյուրեղացման թաքնված ջերմությունը ավելացնում է ջերմային հոսքը դեպի թիկնոց[30]։

Կայունություն և անկայունություն

խմբագրել

Փոքր մոլորակների միջուկներում կարող է հսկայական էներգիայի արտազատում տեղի ունենալ՝ կապված դրանց միջուկների փուլային փոփոխությունների հետ։ 1950 թվականին Ռեմսին բացահայտել է, որ նման փուլային փոփոխությունների արդյունքում արտազատված ընդհանուր էներգիան կկազմի մոտավորապես 1029 ջոուլ, որը նույնն է, ինչ երկրաբանական ժամանակի ընթացքում երկրաշարժերի պատճառով առաջացած էներգիայի ընդհանուր արտազատումը։ Նման երևույթը կարող է բացատրել աստերոիդների գոտին։ Նման փուլային փոփոխությունները տեղի են ունենում միայն որոշակի զանգվածի և ծավալի հարաբերակցության դեպքում, և նման փուլային փոփոխության օրինակ կարող է հանդիսանալ պինդ միջուկի բաղադրիչի արագ ձևավորումը կամ տարրալուծումը[31]։

Արեգակնային համակարգի նոր մոլորակներ

խմբագրել

Ներքին քարային մոլորակներ

խմբագրել

Բոլոր քարային ներքին մոլորակները, ինչպես նաև Լուսինը, ունեն երկաթային կազմով միջուկ։ Վեներան և Մարսը միջուկում ունեն լրացուցիչ հիմնական տարր։ Ասում են, որ Վեներայի միջուկը երկաթի և նիկելի խառնուրդ է, ինչպես Երկիր մոլորակինն է։ Մյուս կողմից էլ ենթադրվում է, որ Մարս մոլորակի միջուկը երկաթի և ծծումբի խառնուրդ է և բաժանված է ներքին պինդ միջուկի շուրջ գտնվող արտաքին հեղուկ շերտերի[20]։ Քանի որ քարային պինդ մոլորակի ուղեծրային շառավիղը մեծանում է, միջուկի չափը մոլորակի ընդհանուր շառավիղի համեմատ նվազում է[15]։ Ասում են, որ դա պայմանավորված է նրանով, որ միջուկի տարբերակումն ուղղակիորեն կապված է մարմնի սկզբնական ջերմության հետ, ուստի Մերկուրի մոլորակի միջուկը համեմատաբար մեծ է և ակտիվ[15]։ Վեներան և Մարսը, ինչպես նաև Լուսինը չունեն մագնիսական դաշտեր։ Սա կարող է պայմանավորված լինել հեղուկ շերտի բացակայության պատճառով, որը փոխազդում է պինդ ներքին միջուկի հետ, քանի որ Վեներայի միջուկը բաժանված չէ շերտերի[19]։ Չնայած Մարս մոլորակն ունի հեղուկ և պինդ շերտ, կարծես թե նրանք միմյանց հետ չեն փոխազդում այնպես, ինպես որ փոխազդում են Երկիր մոլորակի հեղուկ և պինդ բաղադրիչները՝ ստեղծելով դինամո[20]։

Արտաքին գազային և սառցե հսկաներ

խմբագրել

Արեգակնային համակարգի արտաքին մոլորակների՝ սառցե և գազային հսկաների վերաբերյալ ներկայիս պատկերացումները ենթադրում են քարային փոքր միջուկներ, որոնք շրջապատված են սառույցի շերտով, իսկ Յուպիտերի և Սատուրնի մոդելներում, ենթադրվում է, որ գոյություն ունի ��եղուկ մետաղական ջրածնի և հելիումի հսկայական պարունակություն[19]։Այս մետաղական ջրածնի շերտերի հատկությունները հիմնականում վիճելի են, քանի որ դրանք դժվար է արտադրել լաբորատոր պայմաններում՝ անհրաժեշտ բարձր ճնշման պատճառով[32]։ Յուպիտերն ու Սատուրնը, ըստ երևույթին, ավելի շատ էներգիա են արտազատում, քան պետք է ճառագեին Արեգակից, ինչը վերագրվում է ջրածնի և հելիումի շերտից արտազատված ջերմությանը։ Թվում է, թե Ուրանը չունի ջերմության աղբյուր, բայց Նեպտունը ունի, որը վերագրվում է «տաք» ձևավորմանը[19]։

Դիտարկված տեսակներ

խմբագրել

Հետևյալը ամփոփում է տվյալ ոչ աստղային մարմինների մոլորակային միջուկների մասին հայտնի տեղեկությունները։

Արեգակնային համակրգի մոլորակներ

խմբագրել

Մերկուրի

խմբագրել

Մերկուրի մոլորակը ունի դիտարկված մագնիսական դաշտ, որը, ըստ երևույթին, առաջանում է նրա մետաղական միջուկում[28]։ Մերկուրի մոլորակի միջուկը զբաղեցնում է մոլորակի շառավիղի 85 տոկոսը, որի շնորհիվ համարվում է ամենամեծ միջուկը Արեգակնային համակարգի մոլորակի չափերի համեմատ։ Սա ապացույցն է այն բանի, որ Մերկուրի մոլորակի մակերևույթի մեծ մասը գուցե անհետացել է Արեգակնային համակարգի վաղ պատմության ընթացքում[33]։ Մերկուրին ունի պինդ սիլիկատային ընդերք և թաղանթ, որոնք ծածկում են պինդ երկաթյա սուլֆիդային արտաքին միջուկի շերտը, որին էլ հաջորդում է ավելի խորը հեղուկ միջուկի շերտը, իսկ հետո հնարավոր պինդ ներքին միջուկը ստեղծում է երրերդ շերտը[33]։

Վեներա

խմբագրել

Վեներայի միջուկի կառուցվածքը զգալիորեն տարբերվում է՝ կախված այն մոդելից, որի միջոցով հաշվարկվում է այն, ուստի կան որոշ սահմանափակումներ[34]։

Տարր Քոնդրիտային մոդել Հավասարակշռության խտացման մոդել Պիրոլիտիկ մոդել
Երկաթ 88.6% 94.4% 78.7%
Նիկել 5.5% 5.6% 6.6%
Կոբալտ 0.26% անհայտ անհայտ
Ծծումբ 5.1% 0% 4.9%
Թթվածին 0% անհայտ 9.8%

Լուսին

խմբագրել

Լուսնի միջուկի առկայությունը դեռևս քննարկվում է, սակայն, եթե Լուսինը ունենար միջուկ, այն կձևավորվեր Երկրի միջուկի ձևավորման ժամանակ, Արեգակնային համակարգի ձևավորվելուց 45 միլիոն տարի հետո՝ հիմնվելով հաֆնիումի և վոլֆրամի ապացույցների և հսկայական բախման հիպոթեզի վրա[35]։ Նման միջուկը իր պատմության սկզբում կարող է առաջացնել գեոմագնիսական դինամո[28]։

Երկիր

խմբագրել

Երկիր մոլորակն ունի դիտարկված մագնիսական դաշտ, որն առաջացել է իր մետաղական միջուկում[28]։ Ամբողջ միջուկում Երկիր մոլորակն ունի 5-10 տոկոս զանգվածային դեֆիցիտ, իսկ 4-5 տոկոս խտության դեֆիցիտ ներքին միջուկում[26] ։ Միջուկի Fe/Ni արժեքը ամբողջությամբ շրջապատված է քոնդրիտային երկնաքարերով[26] ։ Ծծումբը, ածխածինը և ֆոսֆորը կազմում են թեթև տարրի բաղդրիչի կամ զանգվածի ~2․5 տոկոսը[26]։ Միջուկում ռադիոակտիվ տարրեր ներառելու համար ոչ մի երկրաքիմիական ապացույց գոյություն չունի[26]։ Այնուամենայնիվ, փորձարարական ապացույցները պարզել են, որ կալիումը խիստ սիդերոֆիլ տարր է, երբ առնչվում է միջուկի կուտակման հետ կապված ջերմաստիճանների հետ, հետևաբար կալիում-40-ը կարող է ջերմության կարևոր աղբյուր հանդիսանալ, որը կարող է նպաստել Երկրի դինամոյին, թեպետ ավելի քիչ չափով, քան ծծումբով հարուստ Մարս մոլորակի վրա[27]։ Միջուկը պարունակում է Երկիր մոլորակի վանադիումի և քրոմի կեսը և կարող է պարունակել զգալի քանակությամբ նիոբիում և տանտալ[26]։ Միջուկը սպառված է գերմանիումով և գալիումով[26]։ Միջուկային թիկնոցների տարբերակումը տեղի է ունեցել Երկիր մոլորակի պատմության առաջին 30 միլիոն տարիների ընթացքում[26] ։ Ներքին միջուկի բյուրեղացման ժամկետները դեռևս ամբողջությամբ պարզաբանված չեն[26]։

Մարս

խմբագրել

Նախկինում, միջուկից առաջացած մագնիսական դաշտը հավանաբար տեղ է գտել նաև Մարս մոլորակում[28] ։ Դինամոն ձևավորվել է մոլորակի ձևավորումից սկսած 0․5 միլիարդ տարվա ընթացքում[2]։ Hf/W իզոտոպները, որոնք առաջացել են Մարս մոլորակի Զագամի երկնաքարից, ցույց են տալիս Մարս մոլորակի կուտակումն ու միջուկի տարբերակումը մինչև 10 միլիոն տարում[23]։ Կալիում-40-ը կարող էր ջերմության հիմնական աղբյուրը հանդիսանալ Մարս մոլորակի դինամոի համար[27]։

Միջուկի միաձուլումը նախա-Մարսի և մեկ այլ տարբերակված մոլորակոիդի միջև կարող էր ամենաքիչը տևել մինչև 1000 տարի կամ ամենաշատը 300,000 տարի (կախված է, թե՛ միջուկների, թե՛ թիկնոցների մածուցիկությունից)[25]։ Մարս մոլորակի միջուկի բախման ջերմությունը կարող է հանգեցնել միջուկի շերտավորմանը և ոչնչացնել Մարս մոլորակի դինամոն 150-200 միլիոն տարի տևողությամբ[25]։ Մոդելավորումը կատարվել է Ուիլյամսի և այլոց կողմից։ Ըստ 2004 թվականի տվյալների, որպեսզի Մարս մոլորակը ունենար ֆունկցիոնալ դինամո, Մարսի միջուկը սկզբում 150Կ-վ պետք է ավելի տաք լիներ, քան թիկնոցը (համաձայնելով մոլորակի տարբերակման պատմությանը, ինչպես նաև բախման հիպոթեզին), իսկ հեղուկ միջուկով կալիում 40-ը հնարավորություն կունենալ տարածվել միջուկում՝ ապահովելով ջերմության լրացուցիչ աղբյուր։ Այնուհետև մոդելից կարելի է եզրակացնել, որ Մարս մոլորակի միջուկը ամբողջությամբ հեղուկ է, քանի որ բյուրեղացման թաքնված ջերմությունը առաջացնելու էր ավելի երկարատև դինամո(ավելի քան 1 միլիարդ տարի)[2]։ Եթե Մարս մոլորակի միջուկը հեղուկ է, ապա ծծումբի ստորին սահմանը կկազմի 5 տոկոս կշիռ[2]։

Գանիմեդ

խմբագրել

Գանիմեդն ունի դիտարկված մագնիսական դաշտ, որն առաջացել է իր մետաղական միջուկում[28]։

Յուպիտեր

խմբագրել

Յուպիտերն ունի դիտարկված մագնիսական դաշտ, որն առաջացել է իր միջուկում, ինչից էլ պարզ է դառնում, որ առկա է որոշակի մետաղական նյութ[3] ։ Արեգակնային համակարգում, Արեգակից հետո ամենահզոր մագնիսական դաշտն ունի Յուպիտերը։

Յուպիտերն ունի քարային կամ սառցե միջուկ, որը 10-30 անգամ մեծ է Երկիր մոլորակի զանգվածից, և հավանաբար այս միջուկը կարող է լուծվել վերևում գտնվող գազային կեղևում և իր բաղադրությամբ առաջնային է։ Քանի որ միջուկը դեռ գոյություն ունի, արտաքին կեղևը պետք է ի սկզբանե կուտակված լինի նախկինում գոյություն ունեցող մոլորակային միջուկի վրա[5]։ Ջերմային կծկման/էվոլյուցիայի մոդելները ապահովում են միջուկում մետաղական ջրածնի առկայությունը մեծ բազմազանությամբ (ավելի մեծ, քան Սատուրնը)[3]։

Սատուրն

խմբագրել

Սատուրն ունի դիտարկված մագնիսական դաշտ, որն առաջացել է իր մետաղական միջուկում[3] ։ Մետաղական ջրածինը առկա է միջուկում (ավելի քիչ քանակությամբ, քան Յուպիտերը)[3]։

Սատուրնը ունի քարային կամ սառցե միջուկ, որը 10-30 անգամ մեծ է Երկիր մոլորակի զանգվածից, և հավանաբար այս միջուկը կարող է լուծվել վերևում գտնվող գազային կեղևում և իր բաղադրու��յամբ առաջնային է։ Քանի որ միջուկը դեռ գոյություն ունի, արտաքին կեղևը պետք է ի սկզբանե կուտակված լինի նախկինում գոյություն ունեցող մոլորակային միջուկի վրա[5] ։ Ջերմային կծկման/էվոլյուցիայի մոդելները ապահովում են միջուկում մետաղական ջրածնի առկայությունը մեծ բազմազանությամբ (բայց դեռ ավելի քիչ, քան Յուպիտերը)[3]։

Մոլորակային միջուկի մնացորդ

խմբագրել

Աստերոիդների գոտու մարմինների առանձնահատկությունները թույլ կտան ավելի շատ պատկերացում կազմել մոլորակային միջուկի ձևավորման մասին։ Նախկինում հասկանալի էր, որ Արեգակնային համակարգում բախումները ամբողջությամբ միաձուլված էին, սակայն մոլորակային մարմինների վերաբերյալ վերջերս կատարված աշխատանքը պնդում է, որ բախումների մնացորդների արտաքին շերտերը ոչնչացվել են՝ թողնելով մարմին, որն ի վերջո դառնալու է մոլորակային միջուկ[36]։ «Psyche» առաքելությունը, որը կոչվում է «Ճանապարհորդություն դեպի մետաղական աշխարհ», նպատակ ունի ուսումնասիրել մի մարմին, որը կարող է լինել մոլորակային միջուկի մնացորդ[37]։

Արտաարեգակնային մոլորակներ

խմբագրել

Էկզոմոլորակների միջուկները ձևավորվում են, երբ մեծանում է էկզոմոլորակների թիվը, և երբ նոր տեխնիկան թույլ է տալիս հայտնաբերել երկու տարբեր էկզոմոլորակներ։ Դրանք կախված են էկզոմոլորակների սկզբնական կազմությունից, որը ենթադրվում է օգտագործելով էկզոմոլորակներից յուրաքանչյուրի կլանման սպեկտրները՝ նրանց աստղի արտանետումների սպեկտրների հետ համատեղ։

Քթոնիկ մոլորակներ

խմբագրել

Քթոնիկ մոլորակը առաջանում է, երբ գազային հսկայի արտաքին մթնոլորտը հեռացվում է իր մայր աստղի կողմից, հավանաբար մոլորակի ներքին միգրացիայի պատճառով։ Այն ինչը մնում է նրանց բախման արդյունքում իրական միջուկն է։

Աստղային միջուկներից և «ադամանդե» մոլորակներից առաջացած մոլորակներ

խմբագրել

Ածխածնային մոլորակները, նախկինում աստղերը, ձևավորվում են միլիվայրկյանով պուլսարի ձևավորման հետ մեկտեղ։ Հայտնաբերված առաջին նման մոլորակը ջրի խտությունից մեծ էր 18 անգամ , իսկ Երկրից՝ 5 անգամ ։ Այսպիսով, մոլորակը չի կարող լինել գազային և պետք է կազմված լինի ավելի ծանր տարրերից, որոնք Տիեզերքում շատ են, ինչպես օրինակ ածխածինը և թթվածինը՝ դարձնելով այն բյուրեղային, ինչպես ադամանդը[38]։

PSR J1719-1438-ը 5,7 միլիվայրկյանանոց պուլսար մոլորակ է, որը ունի նույն զանգվածը, ինչ Յուպիտերը, բայց 23 գ/սմ3 խտություն, ինչը ենթադրում է, որ այն չափազանց ցածր զանգվածով ածխածնի սպիտակ թզուկ է, հավանաբար հնագույն աստղի միջուկը[39]։

Տաք սառցե մոլորակներ

խմբագրել

Միջին խտությամբ էկզոմոլորակները (երբ ունեն ավելի մեծ խտություն, քան Յովյան մոլորակները, բայց ավելի քիչ, քան երկրային մոլորակները) ենթադրվում է, որ այնպիսի մոլորակները, ինչպիսիք են GJ1214b-ը և GJ436-ը, հիմնականում կազմված են ջրից։ Նման ջրային ներքին ճնշումները կհանգեցնեն ջրի էկզոտիկ փուլերի ձևավորմանը մակերեսի վրա և դրանց միջուկներում[40]։

Ծանոթագրություններ

խմբագրել
  1. ↑ Solomon, S.C. (2007). «Hot News on Mercury's core». Science. 316 (5825): 702–3. doi:10.1126/science.1142328. PMID 17478710. S2CID 129291662.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Williams, Jean-Pierre; Nimmo, Francis (2004). «Thermal evolution of the Martian core: Implications for an early dynamo». Geology. 32 (2): 97–100. Bibcode:2004Geo....32...97W. doi:10.1130/g19975.1. S2CID 40968487.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Pollack, James B.; Grossman, Allen S.; Moore, Ronald; Graboske, Harold C. Jr. (1977). «A Calculation of Saturn's Gravitational Contraction History». Icarus. Academic Press, Inc. 30 (1): 111–128. Bibcode:1977Icar...30..111P. doi:10.1016/0019-1035(77)90126-9.
  4. ↑ Fortney, Jonathan J.; Hubbard, William B. (2003). «Phase separation in giant planets: inhomogeneous evolution of Saturn». Icarus. 164 (1): 228–243. arXiv:astro-ph/0305031. Bibcode:2003Icar..164..228F. doi:10.1016/s0019-1035(03)00130-1. S2CID 54961173.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 Stevenson, D. J. (1982). «Formation of the Giant Planets». Planet. Space Sci. Pergamon Press Ltd. 30 (8): 755–764. Bibcode:1982P&SS...30..755S. doi:10.1016/0032-0633(82)90108-8.
  6. ↑ Sato, Bun'ei; al., et (2005 թ․ նոյեմբեր). «The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core». The Astrophysical Journal. 633 (1): 465–473. arXiv:astro-ph/0507009. Bibcode:2005ApJ...633..465S. doi:10.1086/449306. S2CID 119026159.
  7. ↑ Cavendish, H. (1798). «Experiments to determine the density of Earth». Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 88: 469–479. doi:10.1098/rstl.1798.0022.
  8. ↑ Wiechert, E. (1897). «Uber die Massenverteilung im Inneren der Erde» [About the mass distribution inside the Earth]. Nachrichten der Königlichen Gesellschaft der Wissenschaften zu Göttingen, Mathematische-physikalische Klasse (գերմաներեն). 1897 (3): 221–243.
  9. ↑ Oldham, R. D. (1906 թ․ փետրվարի 1). «The Constitution of the Interior of the Earth, as Revealed by Earthquakes». Quarterly Journal of the Geological Society. 62 (1–4): 456–475. doi:10.1144/GSL.JGS.1906.062.01-04.21. S2CID 129025380.
  10. ↑ Transdyne Corporation (2009). J. Marvin Hemdon (ed.). «Richard D. Oldham's Discovery of the Earth's Core». Transdyne Corporation. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (օգնություն)
  11. ↑ Nakamura, Yosio; Latham, Gary; Lammlein, David; Ewing, Maurice; Duennebier, Frederick; Dorman, James (1974 թ․ հուլիս). «Deep lunar interior inferred from recent seismic data». Geophysical Research Letters. 1 (3): 137–140. Bibcode:1974GeoRL...1..137N. doi:10.1029/gl001i003p00137. ISSN 0094-8276.
  12. ↑ Bussey, Ben; Gillis, Jeffrey J.; Peterson, Chris; Hawke, B. Ray; Tompkins, Stephanie; McCallum, I. Stewart; Shearer, Charles K.; Neal, Clive R.; Righter, Kevin (2006 թ․ հունվարի 1). «The Constitution and Structure of the Lunar Interior». Reviews in Mineralogy and Geochemistry. 60 (1): 221–364. Bibcode:2006RvMG...60..221W. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. ISSN 1529-6466. S2CID 130734866.
  13. ↑ Weber, R. C.; Lin, P.-Y.; Garnero, E. J.; Williams, Q.; Lognonne, P. (2011 թ․ հունվարի 21). «Seismic Detection of the Lunar Core». Science. 331 (6015): 309–312. Bibcode:2011Sci...331..309W. doi:10.1126/science.1199375. ISSN 0036-8075. PMID 21212323. S2CID 206530647.
  14. ↑ Mariner 10 mission highlights : Venus mosaic P-14461, National Aeronautics and Space Administration, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 1987, OCLC 18035258
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Solomon, Sean C. (1979 թ․ հունիս). «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.
  16. ↑ Hubbard, William B. (1992). Planetary interiors. Krieger Pub. Co. ISBN 089464565X. OCLC 123053051.
  17. ↑ Margot, Jean-Luc; Peale, Stanton J.; Solomon, Sean C.; Hauck, Steven A.; Ghigo, Frank D.; Jurgens, Raymond F.; Yseboodt, Marie; Giorgini, Jon D.; Padovan, Sebastiano (2012 թ․ դեկտեմբեր). «Mercury's moment of inertia from spin and gravity data: MERCURY'S MOMENT OF INERTIA». Journal of Geophysical Research: Planets. 117 (E12): n/a. Bibcode:2012JGRE..117.0L09M. doi:10.1029/2012JE004161.
  18. ↑ Solomon, Sean C. (1976 թ․ օգոստոս). «Some aspects of core formation in Mercury». Icarus. 28 (4): 509–521. Bibcode:1976Icar...28..509S. doi:10.1016/0019-1035(76)90124-X. hdl:2060/19750022908.
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 Pater, Imke de; Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2 ed.). Cambridge: Cambridge University Press. doi:10.1017/cbo9781316165270.023. ISBN 9781316165270. Արխիվացված է օրիգինալից 2021 թ․ մարտի 5-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 Stevenson, David J. (2001 թ․ հուլիսի 12). «Mars' core and magnetism». Nature. 412 (6843): 214–219. Bibcode:2001Natur.412..214S. doi:10.1038/35084155. ISSN 1476-4687. PMID 11449282. S2CID 4391025.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 21,4 21,5 21,6 21,7 21,8 Wood, Bernard J.; Walter, Michael J.; Jonathan, Wade (2006 թ․ հունիս). «Accretion of the Earth and segregation of its core». Nature. 441 (7095): 825–833. Bibcode:2006Natur.441..825W. doi:10.1038/nature04763. PMID 16778882. S2CID 8942975.
  22. ↑ «differentiation». Merriam Webster. 2014.
  23. ↑ 23,0 23,1 Halliday; N., Alex (2000 թ․ փետրվար). «Terrestrial accretion rates and the origin of the Moon». Earth and Planetary Science Letters. Science. 176 (1): 17–30. Bibcode:2000E&PSL.176...17H. doi:10.1016/s0012-821x(99)00317-9.
  24. ↑ «A new Model for the Origin of the Moon». SETI Institute. 2012. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (օգնություն)
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 Monteaux, Julien; Arkani-Hamed, Jafar (2013 թ․ նոյեմբեր). «Consequences of giant impacts in early Mars: Core merging and Martian Dynamo evolution» (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. AGU Publications. 119 (3): 84–87. Bibcode:2014JGRE..119..480M. doi:10.1002/2013je004587.
  26. ↑ 26,00 26,01 26,02 26,03 26,04 26,05 26,06 26,07 26,08 26,09 26,10 26,11 26,12 McDonough, W. F. (2003). «Compositional Model for the Earth's Core». Geochemistry of the Mantle and Core. Maryland: University of Maryland Geology Department: 547–568.
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 Murthy, V. Rama; van Westrenen, Wim; Fei, Yingwei (2003). «Experimental evidence that potassium is a substantial radioactive heat source in planetary cores». Letters to Nature. 423 (6936): 163–167. Bibcode:2003Natur.423..163M. doi:10.1038/nature01560. PMID 12736683. S2CID 4430068.
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 28,3 28,4 28,5 28,6 28,7 Hauck, S. A.; Van Orman, J. A. (2011). «Core petrology: Implications for the dynamics and evolution of planetary interiors». AGU Fall Meeting Abstracts. American Geophysical Union. 2011: DI41B–03. Bibcode:2011AGUFMDI41B..03H.
  29. ↑ Edward R. D. Scott, "Impact Origins for Pallasites," Lunar and Planetary Science XXXVIII, 2007.
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 30,3 Nimmo, F. (2015), «Energetics of the Core», Treatise on Geophysics, Elsevier, էջեր 27–55, doi:10.1016/b978-0-444-53802-4.00139-1, ISBN 9780444538031
  31. ↑ Ramsey, W.H. (1950 թ․ ապրիլ). «On the Instability of Small Planetary Cores». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 110 (4): 325–338. Bibcode:1950MNRAS.110..325R. doi:10.1093/mnras/110.4.325.
  32. ↑ Castelvecchi, Davide (2017 թ․ հունվարի 26). «Physicists doubt bold report of metallic hydrogen». Nature. 542 (7639): 17. Bibcode:2017Natur.542...17C. doi:10.1038/nature.2017.21379. ISSN 0028-0836. PMID 28150796.
  33. ↑ 33,0 33,1 NASA (2012). «MESSENGER Provides New Look at Mercury's Surprising Core and Landscape Curiosities». News Releases. The Woodlands, Texas: NASA: 1–2.
  34. ↑ Fegley, B. Jr. (2003). «Venus». Treatise on Geochemistry. Elsevier. 1: 487–507. Bibcode:2003TrGeo...1..487F. doi:10.1016/b0-08-043751-6/01150-6. ISBN 9780080437514.
  35. ↑ Munker, Carsten; Pfander, Jorg A; Weyer, Stefan; Buchl, Anette; Kleine, Thorsten; Mezger, Klaus (2003 թ․ հուլիս). «Evolution of Planetary Cores and the Earth-Moon System from Nb/Ta Systematics». Science. 301 (5629): 84–87. Bibcode:2003Sci...301...84M. doi:10.1126/science.1084662. PMID 12843390. S2CID 219712.
  36. ↑ Williams, Quentin; Agnor, Craig B.; Asphaug, Erik (2006 թ․ հունվար). «Hit-and-run planetary collisions». Nature. 439 (7073): 155–160. Bibcode:2006Natur.439..155A. doi:10.1038/nature04311. ISSN 1476-4687. PMID 16407944. S2CID 4406814.
  37. ↑ Lord, Peter; Tilley, Scott; Oh, David Y.; Goebel, Dan; Polanskey, Carol; Snyder, Steve; Carr, Greg; Collins, Steven M.; Lantoine, Gregory (2017 թ․ մարտ). «Psyche: Journey to a metal world». 2017 IEEE Aerospace Conference. IEEE: 1–11. doi:10.1109/aero.2017.7943771. ISBN 9781509016136. S2CID 45190228.
  38. ↑ «"Diamond" Planet Found; May be Stripped Star». National Geographic. National Geographic Society. 2011 թ․ օգոստոսի 25.
  39. ↑ Bailes, M.; և այլք: (2011 թ․ սեպտեմբեր). «Transformation of a Star into a Planet in a Millisecond Pulsar Binary». Science. 333 (6050): 1717–1720. arXiv:1108.5201. Bibcode:2011Sci...333.1717B. doi:10.1126/science.1208890. PMID 21868629. S2CID 206535504.
  40. ↑ «Hot Ice Planets». MessageToEagle. 2012 թ․ ապրիլի 9. Արխիվացված է օրիգինալից 2016 թ․ մարտի 4-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 22-ին.
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Մոլորակային_միջուկ&oldid=9807440» էջից