Astronomija

Unutarnja toplina i planetarna diferencijacija

Unutarnja toplina i planetarna diferencijacija

Čitao sam članak o planetarnoj diferencijaciji, a očito unutarnja proizvodnja topline igra glavnu ulogu. Opisanih je nekoliko izvora takve topline, poput plime i oseke, radiogene vrućine itd. Ono što, međutim, nisam razumio je kako, na kemijskoj razini, sustav zagrijavanja "heterogenizira". Logično, ne bi li dodavanje kinetičke energije značilo da se molekule nasilnije udaraju, pa postaju sve pomiješane?

Ili ova priča o 'unutarnjoj toplini' znači da toplina zapravo odlazi s planeta, pa se kinetička energija gubi, dakle planet se zapravo hladi?

izvor: http://geology.isu.edu/wapi/Geo_Pgt/Mod03_PlanetaryEvo/mod3_pt1.htm


Vaš je argument (velika temperatura dovodi do većeg miješanja) točan sve dok na sustav ne djeluju druge sile velikog opsega. To nije točno u formiranju planeta, jer gravitacija igra vrlo važnu ulogu.

Nisam stručnjak za stvaranje planeta, ali mislim da argument ide otprilike ovako: Kako se planet stvara od materijala s protoplanetarnog diska, počet će vrlo homogeno, nešto poput asteroida, samo kamena i metala do kraja. Ako se planet dovoljno zagrije u jezgri, neki će se materijal otopiti. Uzgon (zbog gravitacije) odvest će lakši materijal "više" na planeti, dalje od jezgre. Što više toplote generirate, može se dogoditi više topljenja i više će se materijala početi odvajati po gustoći.

Naravno, u priči je puno više. Tekući materijal poštuje zakone hidrodinamike, pa se u nekim regijama mogu stvoriti konvektivni tokovi velikih razmjera, koji ta područja prilično dobro miješaju. Planetarna rotacija dodaje centrifugalne i Coriolisove sile u smjesu, koja izvlači više materijala na ekvator. Površina planeta izložena je svemiru i može zračiti suvišnom toplinom, hladeći se u krutinu (poput Zemljine kore). Ako je jezgra magnetska i rotira, magnetsko polje može potiskivati ​​metale na planetu.

Sve ovo samo želi reći da je planetarna forma ravnoteža mnogih konkurentskih sila. Te sile mogu razlikovati (ili ne!) Različite vrste materijala, ali prvo (barem za stjenovite planete) moraju se osloboditi unutarnjim zagrijavanjem.


Problem je u tome što materijal koji se akretira na zemaljske planete / asteroide / itd. očekuje se da će biti čvrst kad započne priraštaj. * Planetarna diferencijacija može se dogoditi samo ako tvari mogu teći jedna pored druge. To zahtijeva da se unutrašnjost predmeta (ili neki dio unutrašnjosti ako je samo djelomično diferenciran) ponaša kao fluid. Velike količine krutine mogu se ponašati poput tekućine tijekom vrlo dugog vremenskog razdoblja, kao što se vjeruje da je Zemljin plašt, ali taj je protok izuzetno spor, tj. Vrlo je viskozan kad se na njega gleda kao na tekućinu, a zagrijavanjem se ubrzava. Trenutno se vjeruje da je materija u Zemljinu plaštu, koji je tek malo otopljen, trebala milijune godina da se kreće između gornjeg i donjeg plašta u konvekcijskim strujama. Da je plašt puno hladniji, taj bi protok mogao potrajati milijardama ili milijardama godina, ako ne i puno duže, tj. Možda se zapravo nikada neće dogoditi, a time se ne bi dogodila nikakva diferencijacija. Dakle, u ovom temperaturnom rasponu potrebna je toplina da bi se objekt mogao razlikovati. (Imajte na umu da izvorna diferencijacija Zemlje možda nije trebala niti milijune godina, jer je tada unutrašnjost Zemlje možda bila puno vruća.)

Međutim, nakon što se unutrašnjost tijela dovoljno zagrije da bi se sve značajne komponente (led, silikati, metal, itd.) Istopile u tekućinu, u pravu ste da bi više topline imalo tendenciju suprotstaviti se diferencijaciji. To bi mogao učiniti samo stvaranjem turbulencije, poput konvekcijskih stanica za koje se vjeruje da djeluju u našem plaštu, ili uzrokujući da različiti slojevi postaju topljiviji jedni u drugima **. Zbog toga se vjeruje da je sunce uglavnom homogeno po elementarnom sastavu: Sunce vjerojatno sadrži ~ 500 puta više teških elemenata od ostatka Sunčevog sustava sastavljenog u njemu. Moglo bi se zamisliti da sve to tone u ogromnu čvrstu ili tekuću jezgru u jezgri ovog sunca, ali srž sunca je toliko vruća da bi bilo koja takva čvrsta jezgra vjerojatno brzo proključala (/ "otopila se") u okolnu plazmu i toplina stvara dovoljno kaosa da se vjerojatno uglavnom suprotstavlja bilo kojem efektu gravitacijskog taloženja koji bi uopće uzrokovao tonjenje težih atoma u jezgru.

* Očekuje se da će se nakupljanje materije u male predmete pokrenuti u čvrstom stanju jer je tlak u maglici prenizak da bi išta moglo biti stabilno kao tekućina (ili barem ne nešto dovoljno često da bi se zapravo nakupio u kapljici ), pa je sve ili kruto ili plin (ekstremno difuzni plin) sve dok se ne akretira u tijelo u kojem tlak uzrokovan težinom materije koja se iznad njega akumulira može pružiti dovoljan pritisak da ima tekuće stanje. To često nije jako velik pritisak, ali čak i kad se taj tlak postigne, obično će se morati zagrijati da dostigne to tekuće stanje, jer stvari obično trebaju biti znatno hladnije od njihove trostruke točke da bi se taložile iz bliskog vakuuma protoplanetarna maglica koja tvori čvrsta zrna prašine koja se mogu nakupiti u veće predmete.

Iznimka od ovog pravila su plinski divovi i zvijezde. Jednom kada se dovoljno mase skupi u mali volumen, njegova gravitacija može izvući plin iz maglice u nju. Ovaj plin očito započinje kao tekućina, a budući da je to uglavnom vodik i helij i zbog svojstava tih elemenata, malo je vjerojatno da će postati čvrst pod realnim temperaturama i pritiscima koji bi se mogli pojaviti tijekom nakupljanja. Prema tome, iako zagrijavanje (poput dodatne topline koju oslobađa nakupljanje plina) može rastopiti već postojeću jezgru čvrstih težih elemenata i pomoći to razlikovati, više topline može samo učiniti veći dio unutrašnjosti plinskog diva manje diferenciranim. (Imajte na umu da, iako su jezgre plinskih divova vjerojatno 10 tisuća tisuća kelvina, oni mogu i dalje imati čvrste komponente ili biti potpuno čvrste zbog visokog tlaka, tako da je za njihovo topljenje potrebna još veća temperatura)

** iako slojevima koji su topivi jedni u drugima može trebati više vremena od životnog vijeka planetarnog zvjezdanog sustava da bi se zapravo potpuno otopili jedan u drugom kad se odvoje, budući da se toplinska konvekcija pokreće gustoćom i stoga općenito ne prelazi oštre promjene u gustoći *** i difuzija bi mogla potrajati predugo s nečim tako velikim zbog zakona o kvadratnim kockama https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/803/1/32/pdf. To je važno za plinske divove, jer se vjeruje da su mnogi, ako ne i većina, započeli kao zemaljski planeti koji su postali dovoljno veliki da na njih povuku plin iz diska.

*** Primjerice, vjeruje se da je vanjska jezgra Zemlje više nego dvostruko gusta od donjeg plašta. Da bi se toplinskom konvekcijom pomiješala dva sloja, dijelovi površine vanjske jezgre morali bi postati toliko vrući od plašta neposredno iznad nje, što bi se zagrijavanjem provodilo, da bi postao manje od upola manje gust da je bio manje gust od donjeg plašta iznad njega i postao je uzgonski. To se vjerojatno nikad ne bi dogodilo jer bi takva toplina također zagrijala plašt iznad sebe da ima slične padove gustoće. (Ne vjerujem da bi površina Zemljine jezgre ključala pri bilo kojoj temperaturi, već bi postupno postajala manje gusta, jer je kritična točka željeza samo 87,5 GPa ± 14%, a nikla ~ 0,29 GPa: http: / /www.knowledgedoor.com/2/elements_handbook/critical_point.html vs ~ 136 GPa za našu granicu jezgra-plašta.)


Unutarnja toplina i planetarna diferencijacija - Astronomija

Unutarnje temperature planeta ne mogu se izravno izmjeriti, ali se na njih može zaključiti na razne načine. Za Zemlju možemo kombinirati seizmičke studije i laboratorijske pokuse za procjenu temperatura na različitim dubinama. Za ostale planete oslanjamo se na toplinu zračenu s njihovih površina, površinske značajke koje sugeriraju jednu ili drugu vrstu geološke povijesti, teorije o podrijetlu i evoluciji planeta i teorije o podrijetlu planetarnih magnetskih polja. Ponekad različiti dokazi donose različite procjene planetarnih temperatura, ali raspon temperatura naveden u nastavku vjerojatno je bliži stvarnim temperaturama nego ne.

Teorije planetarne formacije i evolucije
Iz niza dokaza znamo da je unutarnji Sunčev sustav bio vrlo vruć u vrijeme formiranja planeta i da su velike količine brzo propadajućih radioaktivnih materijala miješane u stjenovita tijela koja su nastajala blizu Sunca. Kao rezultat toga, svi unutarnji planeti morali su biti uglavnom ili u potpunosti rastopljeni tijekom posljednjih faza svog formiranja (vidi Otapanje i diferencijacija planeta).
Izvori topline koji su topili unutarnje planete zacijelo su vrlo rano nestali. Sunce, koje je bilo glavni izvor topline na početku stvari, brzo se smanjivalo u veličini i sjaju i postalo je beznačajan čimbenik u roku od nekoliko milijuna godina. Najvažniji radioaktivni materijali propali su u nekoliko desetaka milijuna godina. I sudarno zagrijavanje, za koje se nekad smatralo da je najvažniji čimbenik, danas se vjeruje da je bilo relativno sporedan čimbenik, posebno do trenutka kad su planeti manje-više dosegli konačnu veličinu, a malo je preostalo da na njih naiđu . Kao rezultat toga, planeti bi se počeli ponovno stvrdnjavati gotovo čim bi se istopili, a kako bi toplina pohranjena u njima postupno izlazila na površinu, polako bi se hladili.
Kako je toplina curila iz njihovih unutrašnjosti, veći planeti trebali su se sporije hladiti od manjih, jer su s većim masama u sebi imali više pohranjene topline u odnosu na njihove površine (udvostručavanje veličine planeta povećava omjer mase i površine faktor dva), što znači da mora izlaziti više topline da bi se njihova temperatura smanjila za zadanu količinu. Ali čak i ako je unutarnja toplina manjeg planeta uzrokovala da unutarnje temperature rastu jednako brzo kao što se spuštate prema dolje kao kod većih planeta, manja udaljenost između površine i središta trebala bi rezultirati nižim središnjim temperaturama za manje planete. Oba čimbenika sugeriraju da su se manji planeti trebali hladiti znatno više od većih u četiri i pol milijarde godina otkako su nastali.
Na temelju toga očekivali bismo da Zemlja, kao najveći od zemaljskih planeta, ima najviše unutarnje temperature. Venera, s nešto manjom masom i veličinom, trebala bi imati usporedive temperature. Ali Mars i Merkur, budući da su mnogo manji, trebali bi biti znatno hladniji od Zemlje ili Venere.
Za Jovijeve planete, gravitacijsko sabijanje ogromnih količina plinovitih materijala koji čine njihovu strukturu trebalo je rano proizvesti daleko veće unutarnje temperature nego za zemaljske planete. Kao rezultat toga, ako bi imali slične strukture, trebali bi biti puno vrući. Međutim, izrađene su od tekućina (prvenstveno plinova komprimiranih do gustoće čak i veće od one tipičnih tekućina), a protok topline u tekućinama može biti puno brži nego u čvrstoj stijeni koja čini vanjske slojeve zemaljskih planeta. Dakle, premda su Jovijevi planeti vjerojatno nekada bili puno vrući od planeta Zemlje, to ne može osigurati da su i dalje vrući od unutarnjih planeta. Sve što možemo reći samo na temelju ove teorije jest da bi Jupiter, koji je daleko najveći i najmasivniji Jovijin planet, trebao biti znatno vrući od Saturna, koji bi trebao biti puno vrući od manjih Jovijevih planeta, Urana i Neptuna.
Iako ova teorija zagrijavanja i hlađenja sugerira relativne temperature unutar određene skupine planeta, točne procjene temperature za bilo koji planet ovise o dodatnim dokaznim linijama.

Toplina koju zrače planeti
U ovom trenutku većina topline jednom pohranjene unutar planeta procurila je na njihove površine i zračila se. Kao rezultat, sunčeva je toplina primarni izvor topline na njihovim površinama. Zapravo je za zemaljske planete toplina apsorbirana od Sunca i toplina koju zrače planeti toliko gotovo identična da su neizvjesnosti u dvije vrijednosti, iako su male, mnogo veće od bilo koje topline koja još uvijek curi iz njihovih unutrašnjosti.
Međutim, za Jovijeve planete to nije istina. Jupiter zrači gotovo tri puta više topline nego što apsorbira sunčevom svjetlošću, što znači da dvije trećine njegovog površinskog proračuna topline proizlazi iz topline koja curi iz njegove unutrašnjosti. Za Saturn je toplina koja curi iz unutrašnjosti znatno manja nego za Jupiter, ali još uvijek iznosi oko polovice proračuna površinske topline. Kao što se govori u (razmjerno starom, relativno kratkom) raspravi o planetima od planeta u nastavku, to implicira da je Jupiter još uvijek izvanredno vruć, a Saturn, iako ne toliko vruć kao Jupiter, vjerojatno je dvostruko vrući (u dubokoj unutrašnjosti) od Zemlja. Za Uran i Neptun protok topline iz unutrašnjosti mnogo je manji i oni vjerojatno imaju niže unutarnje temperature od Zemlje, ali ne toliko niže kao što se moglo misliti prije četrdeset ili pedeset godina.

(Napomena autora za sebe: Treba raspraviti (1) odnos površinskih svojstava s unutarnjom toplinskom poviješću, (2) odnos magnetskih polja s unutarnjim temperaturama, (3) seizmičke studije Zemlje i (4) "savijanje" mjerenja Merkura i Marsa)

(Sljedeća rasprava, temeljena na bilješkama s predavanja koja su sada stara nekoliko godina, relativno je točna i cjelovita, ali treba neke dopune i revizije u svjetlu nedavnih otkrića. Umetnuto je nekoliko manjih ažuriranja kako je naznačeno na raznim mjestima, ali značajna će revizija biti napravljeno u sljedećoj iteraciji ove stranice.)

Unutarnje temperature zemaljskih planeta
Merkur: Njegova ekstremno kraterirana površina malo znači, ili uopće ima, geoloških aktivnosti od kraja teškog bombardiranja Sunčevog sustava prije oko 4 milijarde godina. (Napomena dodana 2014.: Gravimetrijske studije i slike snimljene svemirskom letjelicom MESSENGER ukazuju da je, usprkos relativnom nedostatku geološke aktivnosti u posljednjim eonima, Merkur imao zanimljiviju geološku povijest nego što su sugerirale ranije studije.) Uz to, mala veličina planet bi trebao dopustiti da vrućina koja preostane od njegovog nastanka brzo izađe. Oba ova čimbenika dovela bi do predviđanja niske unutarnje temperature, vjerojatno manje od 4000 Celzijevih stupnjeva, i najvjerojatnije, potpuno čvrste unutrašnjosti. (Napomena dodana 2014.: Iako je procjena temperature vjerojatno još uvijek na pravom igralištu, gore spomenuta MESSENGER-ova zapažanja pokazuju da je barem dio Merkurove jezgre još uvijek rastaljen.)

Venera: Čini se da radarsko snimanje pokazuje izuzetno vulkansku i inače bitno promijenjenu površinu, s gotovo potpunim uništenjem kratera koji bi se dogodio u njegovoj ranoj povijesti, što podrazumijeva značajnu količinu geološke aktivnosti tijekom njegove povijesti. Velika veličina planeta trebala bi omogućiti da se lako zadrži velik dio toplote koja je ostala od njegovog nastanka. Međutim, postoji i velik broj velikih kratera kojima bi trebao biti stvoren najbolji dio od pola milijarde godina ili više slučajnim sudarima, što implicira da je geološka aktivnost koja je inače tako očita na površini planeta vjerojatno prestala ili barem u velikoj mjeri smanjila u neko vrijeme u prošlosti. To implicira da je planet nešto hladniji od Zemlje, vjerojatno manje od 10000 Fahrenheitovih stupnjeva u središnjoj jezgri, i može biti potpuno čvrst, iako se značajna rastaljena područja ne mogu isključiti samo na ovoj osnovi.

Zemlja: Prikazuje ekstremnu geološku aktivnost, tako da se glavne površinske značajke poput kontinenata gotovo u potpunosti mijenjaju u vremenskim razmjerima od samo nekoliko stotina milijuna godina (to je dodatak vremenskim utjecajima i eroziji, koji djeluju na puno kraćim vremenskim razmjerima). Uz to, njegova veličina, najveći od zemaljskih planeta, trebala bi mu omogućiti da zadrži više topline od manjih planeta. Napokon, studije potresa apsolutno dokazuju postojanje uglavnom rastaljene jezgre. Kao rezultat laboratorijskih studija ponašanja ili materijala na visokoj temperaturi i tlaku, vjeruje se da je njegova unutarnja temperatura viša od 12000 stupnjeva Fahrenheita, a središnja jezgra vjerojatno je bliža 14000 stupnjeva.

Mars: Polovica njegove površine sadrži ogromne, djelomično oветrene kratere koji gotovo sigurno datiraju od prije više od 4 milijarde godina, dok druga polovica ima mnogo vulkana i lomova naprezanja, što podrazumijeva barem neku unutarnju aktivnost, iako ne u istim razmjerima kao Venera ili Zemlja , nastavljajući se u roku od nekoliko milijuna godina od sadašnjeg vremena. Mala veličina planeta trebala bi omogućiti da toplota prilično lako izlazi, a budući da je izgled međuprostor između Merkura i većih planeta Zemlje, moglo bi se očekivati ​​da unutarnje temperature imaju između 5000 i 7000 stupnjeva Fahrenheita. To bi moglo dovesti do djelomičnog otapanja unutrašnjosti, ovisno o sastavu središnjih regija. (Napomena dodana 2014.: Sada je sigurno da je barem dio vanjske jezgre otopljen ili djelomično otopljen, ali procjene temperature ostaju iste, a razlike u sastavu u odnosu na Zemlju smatraju se glavnim uzrokom neočekivane razlike u struktura.)

Magnetska polja zemaljskih planeta i Mjeseca
Magnetska polja zemaljskih planeta trebala bi se stvarati konvektivnim pokretima unutar rastopljenih metalnih jezgri. U nekim teorijama samo je ovo kretanje sposobno uzrokovati neto planetarno polje. U drugim teorijama također je potrebna relativno brza rotacija planeta, tako da Coriolisov efekt rotacije može organizirati unutarnju konvekciju paralelnu (i / ili anti-paralelnu) osi rotacije planeta.

Zemlja: Poznato je da ima rastaljenu jezgru, brzu rotaciju i prilično snažno magnetsko polje (najjače od zemaljskih planeta), gotovo paralelno s njegovom osi rotacije (iako se pomalo kreće tijekom dužih vremenskih razdoblja). Teorija predviđa jako magnetsko polje u tim okolnostima, što se slaže s promatranjem.

Mjesec: Njegova jako kraterirana, vjerojatno drevna površina, spora rotacija i vjerojatno čvrsta jezgra (temeljena na vrlo ograničenim seizmičkim studijama) predviđaju da ne bi trebala imati magnetsko polje. Ne opaža se magnetsko polje, opet u skladu s teorijom.

Mars: Njegova geologija između njih sugerira da je vjerojatno previše hladna za veliku rastaljenu jezgru (2014: Iako je sada gotovo sigurno da ima djelomično rastaljenu vanjsku jezgru, veličina rastaljenog područja vjerojatno je premala da bi podržala opsežno konvektivno gibanje). Zbog svoje relativno brze rotacije (gotovo brze kao i Zemljina), rastaljena jezgra trebala bi stvoriti magnetsko polje, ali promatra se samo minimalno polje, što implicira da je možda previše hladno (vjerojatno manje od 5000 stupnjeva Farenheita) da bi imalo rastaljena jezgra. (slijedi dodano 2005.) Međutim, fosilni magnetizam na površini sugerira da stijene koje sadrže fosilni magnetizam bili nastao u vrijeme, prije više od 4 milijarde godina, kada je Mars imao značajno magnetsko polje i paralelno trasiranje tog fosilnog magnetizma na određenim područjima sugerira da se u tom istom vremenskom okviru dogodilo nešto slično širenju morskog dna i magnetskom pojasu uzrokovanom preokretima magnetskog polja na Zemlji. Dakle, premda je Marsova jezgra sada morala biti relativno hladna i gotovo potpuno čvrsta, nesumnjivo je bila dovoljno vruća da stvori aktivno magnetsko polje i pokrene neku aktivnost plašta u vrlo ranim danima povijesti planeta.

Venera: Njegova nekad aktivna geologija sugerira da je vjerojatno imala rastaljenu jezgru, ali velik broj novijih kratera sugerira da je geološka aktivnost prestala, tako da se jezgra mogla ohladiti i skrutnuti, a u svakom slučaju je izuzetno sporo okretanje čini moguće da možda nema magnetsko polje čak i ako ima rastaljenu jezgru. NIJEDNO PODRUČJE SE NE PROMATRA. To znači ili da ona ima čvrstu jezgru, ili da je vjerojatnije da će teorije koje zahtijevaju brzu rotaciju za stvaranje magnetskog polja biti točne, a one koje ne zahtijevaju brzu rotaciju su pogrešne.

Merkur: Drevna, jako kraterirana površina podrazumijeva relativno malu geološku aktivnost, posebno u novije vrijeme, vjerojatno niske unutarnje temperature, pa stoga vjerojatno nema rastaljene jezgre značajne veličine. Uz to, ima sporo okretanje, pa čak i ako bi imao rastopljenu jezgru, možda ne bi imao magnetsko polje. Ipak, ima magnetsko polje, iako samo oko 1% jače kao naše. (Izmijenjeno 2014.) Prisutnost magnetskog polja, u kombinaciji s odsutnošću geološke aktivnosti, bila je dugogodišnja zagonetka, međutim, MESSENGER studije koje pokazuju da planet ima djelomično otopljenu jezgru, pa se njegovo slabo magnetsko polje može objasniti konvektivnim pokretima u djelomično rastaljeno područje.

Unutarnje temperature Jovianovih planeta
Jupiter: Toplina koja curi s njegove površine gotovo je tri puta veća od one apsorbirane sunčevom svjetlošću, što znači da gotovo dva puta više topline istječe s planeta nego što dolazi sa Sunca. Dijelom je to zbog velike udaljenosti od Sunca (nešto više od 5 AU), zbog čega ono prima manje od 4% topline koju mi ​​činimo, ali to još uvijek zahtijeva vrlo velik unutarnji protok topline. U slučaju Zemlje porast temperature od 100 stupnjeva (F) po milji u blizini površine proizvodi vrlo mali protok topline (osim na neobično toplim mjestima kao što su vulkani), ali kora i plašt Zemlje izrađeni su od čvrste stijene , a toplina vrlo sporo teče kroz takav materijal. Jupiter je napravljen od tekućeg vodika, a konvektivni pokreti u takvoj tekućini trebaju biti sposobni prilično lako pomicati toplinu prema van. Procjene temeljene na teoriji i laboratorijskim eksperimentima sugeriraju da bi porast temperature od samo 1 Fahrenheita po milji mogao biti dovoljan da objasni takav protok topline, ali budući da je Jupiter u radijusu od 44000 milja, njegova središnja temperatura vjerojatno je veća od 50000 Fahrenheitovih stupnjeva. (Unatoč tome, središnja jezgra leda i stijena, komprimirana nevjerojatnim utezima, gotovo je sigurno čvrsta.)

Saturn: Ovaj planet ima samo polovicu topline koja dolazi iz unutrašnjosti, a budući da je dalje od Sunca od Jupitera, za postizanje ovog rezultata treba samo 1/4 do 1/8 toliko protoka topline u unutrašnjosti. Stoga se smatra da njegova unutarnja temperatura raste samo otprilike upola brže nego na Jupiteru, što rezultira središnjim temperaturama od samo 25000 do 35000 stupnjeva Celzijusa.

Uran i Neptun su toliko daleko od nas i Sunca i imaju toliko mali unutarnji protok topline da su mjerenja prije letača Voyager 2 bila gotovo beskorisna. Sada je primijećen određeni protok topline, ali središnje temperature i dalje su vrlo neizvjesne, vjerojatno su manje od 15000 stupnjeva, a možda i manje od 10000 stupnjeva.

Magnetska polja Jovianovih planeta
Osnovna je teorija ista kao i za zemaljske planete, ali budući da je na Jovijinim planetima vrlo malo stijene, a kamoli metala, čak ni potpuno rastaljene jezgre i vrlo brze rotacije ne bi stvorile polja dovoljno jaka da dopiru do njihovih površina bilo kojom značajnom snagom . Unatoč tome, Jupiter ima VRLO jako polje, 10 puta jače na površini od našeg, koje se proteže u svemir mnogo puta dalje od našeg i ima ukupnu energiju 1000 puta veću od naše. Saturn ima relativno jako polje (podijelite Jupiterove brojeve sa 10), što također zahtijeva znatnu energiju za njegovo stvaranje, a Uran i Neptun, iako su njihova polja samo djelić snage Zemljinog polja, još uvijek trebaju značajan izvor magnetska energija. Za Jupiter i Saturn vjeruje se da je odgovor na stvaranje njihovih magnetskih polja metalni vodik. Vodik je obično nemetal koji čvrsto drži svoj usamljeni elektron. (Metalna svojstva stvaraju atomi koji imaju toliko elektrona da se onaj najudaljeniji može lako odvojiti i slobodno lutati između atoma u tekućem ili krutom stanju.) Pod ogromnim tlakama unutar Jupitera i Saturna, vodik se toliko komprimira (možda 30 do 40 puta gušći od normalnog unutar Jupitera) da mnogi atomi zauzimaju prostor koji normalno ispunjava samo jedan atom, i premda je svaki elektron bliži svojoj jezgri nego jezgri drugih atoma, budući da je toliko blizu toliko mnogo jezgara " zbuniti "neke elektrone, dopuštajući im da lutaju od atoma do atoma, stvarajući metalni oblik vodika. Nedavni laboratorijski eksperimenti (ispitivanje svojstava vodika pod visokim tlakom) i teorijski proračuni (koji uključuju tlakove unutar Jovianovih planeta) sugeriraju da, iako Uran i Neptun vjerojatno neće sadržavati takav oblik vodika, Saturn bi trebao imati znatne količine, a Jupiter mogu biti uglavnom napravljeni od ove čudne tekućine. Ako je to točno, lako bi se objasnilo magnetsko polje Jupitera i Saturna, no za Uran i Neptun magnetska polja vjerojatno su uzrokovana konvektivnim pokretima u vanjskoj jezgri koja je uglavnom od električno provodljivih tekućina poput morske vode pomiješane s plinovima (poput metana i amonijak) komprimirani do gustoće tekućine.


Planetarna geologija

IV.A Uvod

Toplina koja se oslobađa površinom iz unutrašnjosti planeta dolazi iz tri primarna izvora: topline koja je ostala od početnog prirastanja planeta, topline koja nastaje kao posljedica unutarnje diferencijacije (na primjer, formirajući metalnu jezgru Zemlje) i topline koja se stvara tijekom radioaktivnog raspada urana, torija i izotopa 40 K. Površinski toplotni tok Zemlje iz unutrašnjosti je približno 60 erga / cm 2 / s. Modeli koji prate toplinsku evoluciju Zemlje, uključujući akrecijsku toplinu, diferencijaciju i radioaktivni raspad te provodni i konvektivni način prijenosa topline, pokazuju da bi Zemlja imala veći protok topline rano u geološko vrijeme. Toplina koja se gubi na površini pokreće tektonizam i vulkanizam na Zemlji i na drugim čvrstim tijelima. Dakle, razumijevanje tektonskih i vulkanskih procesa, dešifrirano iz geoloških zapisa, pruža ograničenja prvog reda u povijesti toplinske evolucije planetarnih unutrašnjosti, uključujući vremenske varijacije u stopama odvođenja unutarnje topline.

Zapravo, tektonizam i vulkanizam pojave su graničnog sloja koje se javljaju na granici između toplijih unutrašnjosti planeta i hladnijih vakuuma ili atmosfera iznad. Na Zemlji procesima graničnog sloja dominira tektonika ploča koja čini oko 65% toplinskog toka. Gornji plašt i prekrivajuća kora relativno su hladni i kruti - ta se zona naziva litosfera. Litosfera Zemlje podijeljena je na devet glavnih ploča. Granice između ploča su tri vrste. Divergentne granice nalaze se iznad uzlaznih konvekcijskih struja u temeljnom plaštu. Upwelling stvara izdužene topografske visine i pukotine dok se materijal plašta dekomprimira tijekom nadvođenja i povećava volumen. Bazaltni vulkanizam javlja se kao djelomična otapanja plašta i uspinje se kroz pukotine. Većina divergentnih granica nalazi se u oceanskoj kori u regijama koje se nazivaju šireći centri, jer vulkanske stijene postaju nova oceanska kora koja se zatim pokretnom trakom pomiče na bilo koju stranu da bi je zamijenile nove vulkanske stijene duž grebena pukotine (Sl. 10). Nova se oceanska kora hladi odmičući se od pukotine, postajući na kraju gušća od temeljnog plašta, zbog čega se litosfera vraća u unutrašnjost. Ovo potonuće, koje se naziva subdukcija, događa se ispod dubokih, zakrivljenih rovova na morskom dnu. Zone subdukcije predstavljaju drugu vrstu granice ploče. Uz sudare dviju kontinentalnih masa, ovaj se granični tip naziva konvergentnim. Treći tip je granica transformacije i predstavlja zone udara i klizanja, poput sustava kvara San Andreas.

SLIKA 10. Shematski presjek središta širenja morskog dna. Novu oceansku koru stvara vulkanizam povezan s vrućim nadmorskim plaštem na grebenima srednjeg mora. Kora se zatim pomiče na bilo koju stranu brzinom koja varira od oko 1 do 10 cm / godišnje. Litosfera je definirana kao kora i hladniji, kruti dio gornjeg plašta. Litosfera se zadebljava od grebena dok se kora i gornji plašt hlade, a na kraju dolazi do subdukcije zbog negativne uzgonnosti. Na skici je prikazana subdukcija ispod ruba kontinenta.

Tektonika ploča vjerojatno je dominirala evolucijom kontinentalne kore Zemlje, zonama debljih, manje gustih stijena granitnog sastava koje su previše poletne da bi se mogle pogubiti. Kada se kontinenti sudare ili kada se subdukcija dogodi na kontinentalnom rubu, dolazi do gradnje planina, dodajući masu kontinentalnim marginama. Međutim, budući da su tektonizam i vulkanizam snažni procesi na Zemlji, velik dio rane kontinentalne kore uništen je ili remobiliziran. Stoga je rekonstrukcija ranih tektonskih i vulkanskih procesa, uključujući to je li tektonika ploča djelovala na Zemlji ili ne, teška.

Glavni cilj planetarne geologije je koristiti zapise tektonskih i vulkanskih stijena koji se nalaze na planetarnim tijelima kako bi ispitali kako su drugi objekti oslobađali toplinu u nizu geoloških vremenskih razmjera. Imaju li drugi predmeti tektoniku ploča? Ako ne, oslobađa li se toplina prvenstveno provođenjem ili opsežni vulkanizam prenosi veći dio topline na površinu? Koji su procesi djelovali u najranije geološko vrijeme? U ovom su odjeljku uzeta u obzir tri primjera, koji koriste tektonske i vulkanske zapise za istraživanje ovih problema: (1) dokazi sačuvani na lunarnim terasama za rano odvajanje kore od plašta vođeni toplinom nakupljanja (2) tektonski i vulkanski procesi na Venera i (3) vulkansko ponovno pojavljivanje Io-a, napajano plimnim grijanjem s Jupitera.


Unutarnje zagrijavanje od radioaktivnih elemenata može biti presudno za nastanjivost planeta, kaže studija

Toplinska evolucija stjenovitih planeta ovisi o unosu topline od tri dugovječna radiogena elementa: kalija, torija i urana. Koncentracije posljednje dvije u plaštu stjenovitih planeta vjerojatno će varirati do reda veličine između različitih planetarnih sustava, jer ti elementi nastaju rijetkim zvjezdanim procesima. U novom radu objavljenom u Astrophysical Journal Letters, tim istraživača s kalifornijskog sveučilišta Santa Cruz i sa sveučilišta u Kopenhagenu raspravlja o učincima ovih varijacija na toplinsku evoluciju planeta veličine Zemlje.

Ove ilustracije prikazuju tri verzije stjenovitog planeta s različitim količinama unutarnjeg grijanja od radioaktivnih elemenata. The middle planet is Earth-like, with plate tectonics and an internal dynamo generating a magnetic field. The top planet, with more radiogenic heating, has extreme volcanism but no dynamo or magnetic field. The bottom planet, with less radiogenic heating, is geologically ‘dead,’ with no volcanism. Image credit: Melissa Weiss.

“Convection in Earth’s molten metallic core creates an internal dynamo that generates the planet’s magnetic field,” said Professor Francis Nimmo, a researcher in the Department of Earth and Planetary Sciences at the University of California Santa Cruz.

“Earth’s supply of radioactive elements provides more than enough internal heating to generate a persistent geodynamo.”

“What we realized was that different planets accumulate different amounts of these radioactive elements that ultimately power geological activity and the magnetic field.”

“So we took a model of the Earth and dialed the amount of internal radiogenic heat production up and down to see what happens.”

What Professor Nimmo and colleagues found is that if the radiogenic heating is more than the Earth’s, the planet can’t permanently sustain a dynamo, as our home planet has done.

That happens because most of the thorium and uranium end up in the mantle, and too much heat in the mantle acts as an insulator, preventing the molten core from losing heat fast enough to generate the convective motions that produce the magnetic field.

With more radiogenic internal heating, the planet also has much more volcanic activity, which could produce frequent mass extinction events.

On the other hand, too little radioactive heat results in no volcanism and a geologically ‘dead’ planet.

“Just by changing this one variable, you sweep through these different scenarios, from geologically dead to Earth-like to extremely volcanic without a dynamo,” Professor Nimmo said.

“Now that we see the important implications of varying the amount of radiogenic heating, the simplified model that we used should be checked by more detailed calculations.”

The heavy elements crucial to radiogenic heating are created in the so-called r-process during mergers of neutron stars, which are extremely rare events.

“We would expect considerable variability in the amounts of these elements incorporated into stars and planets, because it depends on how close the matter that formed them was to where these rare events occurred in the Galaxy,” said Professor Joel Primack, a researcher in the Physics Department at the University of California Santa Cruz.

Astronomers can use spectroscopy to measure the abundance of different elements in stars, and the compositions of planets are expected to be similar to those of the stars they orbit.

The rare earth element europium, which is readily observed in stellar spectra, is created by the same process that makes thorium and uranium, so europium can be used as a tracer to study the variability of those elements in our Galaxy’s stars and planets.

The study authors were able use europium measurements for many stars in our Galactic neighborhood to establish a natural range of inputs to their models of radiogenic heating. The Sun’s composition is in the middle of that range.

“Many stars have half as much europium compared to magnesium as the Sun, and many stars have up to two times more than the Sun,” Professor Primack said.

“The importance and variability of radiogenic heating opens up many new questions for astrobiologists,” added Professor Natalie Batalha, a researcher at the University of California Santa Cruz who was not involved in the study.

“It’s a complex story, because both extremes have implications for habitability. You need enough radiogenic heating to sustain plate tectonics but not so much that you shut down the magnetic dynamo.”

“Ultimately, we’re looking for the most likely abodes of life. The abundance of uranium and thorium appear to be key factors, possibly even another dimension for defining a Goldilocks planet.”

“Using europium measurements of their stars to identify planetary systems with different amounts of radiogenic elements, astronomers can start looking for differences between the planets in those systems, especially once the James Webb Space Telescope is deployed,” Professor Nimmo said.

“This telescope will be a powerful tool for the characterization of exoplanet atmospheres.”

Francis Nimmo i sur. 2020. Radiogenic Heating and Its Influence on Rocky Planet Dynamos and Habitability. ApJL 903, L37 doi: 10.3847/2041-8213/abc251

This article is based on a press-release provided by the University of California Santa Cruz.


Internal heat and planetary differentiation - Astronomy

The earth is a heat engine. It remains geologically and biologically active, and evolves, because there are two great sources of energy. One source of energy is from the earth's molten core (that drives the geology), and the second is from the sun (that drives life and the atmosphere.)
However, considering the fact that the solar system began as a cloud of gas and dust that was near absolute zero we might wonder where the earth's internal heat came from to drive the plate tectonics. The problem is more perplexing when we realize that virtually every other planetary body in the solar system (including some moons that are larger than some planets) is geologically dead (they have no internal heat of their own). Similarly, the earth is the only planetary body we know at present that is biologically alive too.
Thus, we wonder, must a planet be geologically alive to also be biologically alive? The short answer is, yes! Ali to je druga priča.

The earth grew from the accumulation of planetismals (meteorites and asteroids), over a period of 1-200 million years about 4.3 to about 4.5 billion years ago. Toward the end of the accumulation a large mini-planet hit a glancing blow with the earth. If the mini-planet had hit directly the earth would have been shattered, and the debris scattered throughout the solar system - no earth (gee, are there not movies on just this theme? Deep Impact comes to mind). As it was, the mini-planet hit obliquely, and then spun off into an orbit around the earth - to become the moon.
If the earth had grown simply from the random accumulation of planetismals it would have been homogeneous - more or less made of the same material throughout, and the earth cross section to the right would be a uniform blob with no structure.
But the earth is stratified into layers by density (heavy core, intermediate mantle, light lithosphere), telling us that early in its history the earth went through a molten stage that led to the heavy materials sinking inward to form the core, and the lighter materials floating toward the surface like a slag to form the crust. The heat for this melting came from meteorite impacts, the moon's impact, and the decay of radioactive elements.
Imagine flying by the earth in a space ship about 4.3 billion years ago all you would see is a glowing red hot ball of seething magma.

All of the geological activity on the earth today is driven from this initial source of heat at the earth's formation, aided and abetted by continued radioactive decay of elements in the earth's interior. However, the earth's heat engine ran faster at the beginning than now, about three times faster. Considering how active the earth is now with earthquakes and volcanoes it must have been a wonder four billion years ago to have it running even faster. But the earth is cooling off, and as time goes by there will be less and less heat to escape until there is none left at all. At that point the earth will die a heat death.
Different planets can have different histories, however, and we can get some idea of how unique the earth is by examining these histories.

By 4 billion years ago the earth had cooled enough for the outer layers to have solidified and for oceans to form. Flying past the earth at this time we would see a vast ocean from pole to pole, with volcanoes scattered here and there but no continents - pretty much the scene to the right captured about about 3.8-4.0 billion years ago. The oldest rocks we have date to 3.96 billion years ago, and contain evidence of sedimentary rocks that require water.
The earth cooled from the outside in, and the still molten iron-nickle core are the remnants of that heat from the early stage of melting. That heat is also what keeps the earth geologically active, and without it nothing that we know of the earth would exist today, no continents, no volcanos, no mountains, no oceans, and almost certainly no life - a dead planet like mars or the moon.

There are several ways a planetary body can loose its internal heat. One way occurs with small planetary bodies, such as the moon. Here we see a planetary body that became geologically dead within a few hundred thousand years after its formation. We know this because the original craters from its formation are still present.
With the moon the heat escaped by two mechanisms. One was volcanic activity induced by meteorite impacts. The meteorites penetrated through the crust and into the core, and provided a conduit for magma to reach the surface and form the mare (smooth areas) we see from earth. This magma brought much heat to the surface to radiate to space. The second way heat escaped was through condution. Rock is a poor conductor of heat, however, so in larger planetary bodies most of the heat must escape by other means.

Mars is an example of another way internal heat can be lost. Olympus mons, the large Martian volcano is a hot spot, and it probably tapped directly into the core of the planet, and piped the heat in the form of magma directly to the surface. Hot spots are typically huge volcanos, and Olympus mons is much bigger than any on earth. So here the heat escaped relatively quickly, leading to the planet becomes geologically dead shortly after formation. It helps that Mars is less than half the size of the earth.


Numerical simulations of the differentiation of accreting planetesimals with 26 Al and 60 Fe as the heat sources

Abstract— Numerical simulations have been performed for the differentiation of planetesimals undergoing linear accretion growth with 26 Al and 60 Fe as the heat sources. Planetesimal accretion was started at chosen times up to 3 Ma after Ca-Al-rich inclusions (CAIs) were formed, and was continued for periods of 0.001–1 Ma. The planetesimals were initially porous, unconsolidated bodies at 250 K, but became sintered at around 700 K, ending up as compact bodies whose final radii were 20, 50, 100, or 270 km. With further heating, the planetesimals underwent melting and igneous differentiation. Two approaches to core segregation were tried. In the first, labelled A, the core grew gradually before silicate began to melt, and in the second, labelled B, the core segregated once the silicate had become 40% molten. In A, when the silicate had become 20% molten, the basaltic melt fraction began migrating upward to the surface, carrying 26 Al with it. The 60 Fe partitioned between core and mantle. The results show that the rate and timing of core and crust formation depend mainly on the time after CAIs when planetesimal accretion started. They imply significant melting where accretion was complete before 2 Ma, and a little melting in the deep interiors of planetesimals that accreted as late as 3 Ma. The latest melting would have occurred at <10 Ma. The effect on core and crust formation of the planetesimal's final size, the duration of accretion, and the choice of ( 60 Fe/ 56 Fe)početni were also found to be important, particularly where accretion was late. The results are consistent with the isotopic ages of differentiated meteorites, and they suggest that the accretion of chondritic parent bodies began more than 2 or 3 Ma after CAIs.


Radioactive Rocks

Another way to trace the history of a solid world is to measure the age of individual rocks. After samples were brought back from the Moon by Apollo astronauts, the techniques that had been developed to date rocks on Earth were applied to rock samples from the Moon to establish a geological chronology for the Moon. Furthermore, a few samples of material from the Moon, Mars, and the large asteroid Vesta have fallen to Earth as meteorites and can be examined directly (see the chapter on Cosmic Samples and the Origin of the Solar System).

Scientists measure the age of rocks using the properties of natural radioactivity. Around the beginning of the twentieth century, physicists began to understand that some atomic nuclei are not stable but can split apart (decay) spontaneously into smaller nuclei. The process of radioactive decay involves the emission of particles such as electrons, or of radiation in the form of gamma rays (see the chapter on Radiation and Spectra).

For any one radioactive nucleus, it is not possible to predict when the decay process will happen. Such decay is random in nature, like the throw of dice: as gamblers have found all too often, it is impossible to say just when the dice will come up 7 or 11. But, for a very large number of dice tosses, we can calculate the odds that 7 or 11 will come up. Similarly, if we have a very large number of radioactive atoms of one type (say, uranium), there is a specific time period, called its half-life, during which the chances are fifty-fifty that decay will occur for any of the nuclei.

A particular nucleus may last a shorter or longer time than its half-life, but in a large sample, almost exactly half of the nuclei will have decayed after a time equal to one half-life. Half of the remaining nuclei will have decayed after two half-lives pass, leaving only one half of a half—or one quarter—of the original sample (Figure 7.16).

Figure 7.16 This graph shows (in pink) the amount of a radioactive sample that remains after several half-lives have passed. After one half-life, half the sample is left after two half-lives, one half of the remainder (or one quarter) is left and after three half-lives, one half of that (or one eighth) is left. Note that, in reality, the decay of radioactive elements in a rock sample would not cause any visible change in the appearance of the rock the splashes of color are shown here for conceptual purposes only.

If you had 1 gram of pure radioactive nuclei with a half-life of 100 years, then after 100 years you would have 1/2 gram after 200 years, 1/4 gram after 300 years, only 1/8 gram and so forth. However, the material does not disappear. Instead, the radioactive atoms are replaced with their decay products. Sometimes the radioactive atoms are called parents and the decay products are called daughter elements.

We first met the physicist Ernest Rutherford when we talked about the structure of the atom. His work in 1911 showed the existence of the nucleus, but he was already famous due to the work which won him the Nobel Prize in Chemistry in 1908 for his investigations into the disintegration of the elements, and the chemistry of radioactive substances. He did this research while working at McGill University in Montreal, Quebec, Canada. This was the first Nobel Prize awarded to a Canadian.

Similarly, Harriet Brooks was the first Canadian female nuclear physicist. Ernest Rutherford guided her graduate research work and regarded her as being next to Marie Curie in the quality of her work. She graduated in 1898 and was amongst the first to discover radon and to try to determine its atomic mass. 2

In this way, radioactive elements with half-lives we have determined can provide accurate nuclear clocks. By comparing how much of a radioactive parent element is left in a rock to how much of its daughter products have accumulated, we can learn how long the decay process has been going on and hence how long ago the rock formed. Table 7.3 summarizes the decay reactions used most often to date lunar and terrestrial rocks.

Radioactive Decay Reaction Used to Date Rocks 1
Parent Daughter Half-Life (billions of years)
Samarium-147 Neodymium-143 106
Rubidium-87 Strontium-87 48.8
Thorium-232 Lead-208 14.0
Uranium-238 Lead-206 4.47
Potassium-40 Argon-40 1.31

PBS provides an evolution series excerpt that explains how we use radioactive elements to date Earth.

This Science Channel video features Bill Nye the Science Guy showing how scientists have used radioactive dating to determine the age of Earth.

When astronauts first flew to the Moon, one of their most important tasks was to bring back lunar rocks for radioactive age-dating. Until then, astronomers and geologists had no reliable way to measure the age of the lunar surface. Counting craters had let us calculate relative ages (for example, the heavily cratered lunar highlands were older than the dark lava plains), but scientists could not measure the actual age in years. Some thought that the ages were as young as those of Earth’s surface, which has been resurfaced by many geological events. For the Moon’s surface to be so young would imply active geology on our satellite. Only in 1969, when the first Apollo samples were dated, did we learn that the Moon is an ancient, geologically dead world. Using such dating techniques, we have been able to determine the ages of both Earth and the Moon: each was formed about 4.5 billion years ago (although, as we shall see, Earth probably formed earlier).

We should also note that the decay of radioactive nuclei generally releases energy in the form of heat. Although the energy from a single nucleus is not very large (in human terms), the enormous numbers of radioactive nuclei in a planet or moon (especially early in its existence) can be a significant source of internal energy for that world. Geologists estimate that about half of Earth’s current internal heat budget comes from the decay of radioactive isotopes in its interior.


Internal heat and planetary differentiation - Astronomy

1. The Moon:

  • Having coalesced from the vaporized mantles of planetary embryos, is is mostly made of silicates. Indeed, there was an early time in which the moon was completely molten (the only rocky body with that distinction!) That enabled global differentiation to be especially thorough. , (less than 20% of its radius, compared to roughly 50% for most terrestrial planets.)
  • Its crust consists of the differentiated "scum" that floated to the surface of its primordial magma sea. This solidified to form the "highlands," which is rich in anorthosite, a rock consisting primarily of the mineral plagioclase. The oldest radiometrically dated highland rocks rocks are roughly 4.4 - 4.5 Ga. The far side is almost entirely highlands. Note: Based on data from JAXA's Kayuga lunar orbiter, Yamamoto et al., 2010 suggests that mantle may be exposed in some impact basins. (See panorama of Apollo 16 Descartes Highlands landing site.)
  • Being small, the Moon lost its primordial heat quickly, but being mostly silicate, it contained enough radioisotopes to drive radiogenic heating and widespread volcanic activity during its earlier history. Today, the outer part of its small core is thought to be molten.
  • Because it has lost so much heat, and because its low gravity generates little internal pressure, the Moon's modern lithosphere (zone of brittle deformation) extends, essentially, down to its core.

Mare Imbrium laps against lunar highlands.
Hadley Rille, a volcanic feature, snakes from bottom to top.
From Texas Tech University
  • Impact cratering effects the entire lunar surface. The ancient highlands are completely saturated by impact craters. Indeed, impact cratering seems to be the only process shaping the topography of the highlands.
  • Rilles - collapsed lava tubes like the Hadley Rille (right).
  • Wrinkle ridges - Ridges formed by the contraction of cooling lava. (E.G. wrinkle ridge photographed by Surveyor IV.

Mercury from Wikipedia

2. Mercury:

  • Many wrinkle-ridges. Scarps that represent the surface expression of thrust faults. These "wrinkles" may indicate the physical contraction of Mercury's core and mantle as it cooled. (Note: thrust faults exist on other planetary bodies, including Earth, but for different reasons.)

3. Mars:

Differentiation: Mars is intermediate between the Moon and Earth - roughly 1/9 as massive as Earth and nine times as massive as the Moon. Although it is larger than Mercury, its lower density gives them similar surface gravities. The proportions of its core and mantle are similar to those of Earth and Venus, although its crust is thicker.

Surface composition: Today Mars shows global dichotomy between ancient (4.5 - 3.5 Ga) crater-saturated highlands in the southern hemisphere (E.G.Gusev crater)low-lying and flat (E.G. Viking II site) younger (3.8 Ga - 10 Ma.) northern hemisphere plains. Whereas the Moon's surface shows a compositional dichotomy between anorthosite highlands and basalt maria, most Mars rocks seem to be made of basalt or sedimentary rocks made of basalt derivatives. Compositionally, highlands and northern plains seem similar. Note: highly weathered basalt has a reddish color, and the dust that blankets Mars is red for that reason. Scratch the surface almost anywhere, however, and fresh black basalt is exposed, including dunes of basalt sand. (Compare with rare black sand beaches on Earth.)

Impact basins: Mars resembles the Moon this much - its giant impact basins Hellas and Argyre are definitely filled with basalt flows, as are the northern plains. Recent research suggests that the northern plains may, themselves, be a giant impact basin, the result of the impact of a Pluto-sized Planetary embryo. To date, this is the only plausible proposal to explain Mars' global dichotomy. If true, it would make them the largest impact basin in the Solar System.


The Tharsis Plateau from Lunar and Planetary Institute
    It's not moving: On Earth, rising mantle plumes cause volcanic hot spots like the Hawaii hot spot. When lithospheric plates move over a hot spot, a chain of extinct volcanoes results. Each volcano is of a finite size because it only has limited time in which to grow before it is move away from the hot spot. On Mars, there are no chains, only extremely large volcanoes, suggesting that individual volcanoes sit on top of their hot spots forever and are not moved aside by lithospheric motion.
  • The large Hellas and Argyre impact basins (and most of the northern plains) have no remnant magnetism. They evidently formed after Mars' geodynamo had shut down.
  • The Tharsis Bulge is not magnetized. It must also postdate the magnetic field.
  • But (and this is so cool) the ancient rocks of Mars' highlands show parallel stripes of alternating polarity. Sound familiar? Arguably when it was very young and hot, for a brief interval, Mars had something like Earth style sea floor spreading. The fact that this ancient surface is saturated with impact craters dating back to the Late Heavy Bombardment indicates that any tectonics had ended by 3.8 Ga. Indeed, the orientation of the Vallis Marineris conforms with that of the stripes. Could it represent some last hurrah of Martian lithospheric tectonics?
  • The geochemical comparison of Mars surface (observed by rovers) and deep (sent to Earth as Mars meteorites) rocks by Tuff et al., 2013 suggesting active subduction during Mars' first 0.5 gy.
  • The discovery by Sautter et al., 2015 of crustal rocks whose chemistry (diorite and granodiorite) is typical of continental crust, observed by the Curiosity rover in Gale Crater.

4. Venus:

  • The subduction of cold lithospheric plates at convergent boundaries.
  • Subducting slabs are "lubricated" by partial melting of adjecent mantle rocks as a result of the infusion of water from the subducting slab.
  • Q: What happens if the surface is too hot for oceans to exist?
    A: No melting occurs near subducting slab, so slab is not lubricated and can't move.
  • Q: What happens if the lithosphere stays very hot because of surface conditions?
    A: Lithosphere doesn't subduct because it is not relatively cool.

Subductions zones and their volcanic arcs are the "refineries" at which continental and oceanic crust are differentiated. Lacking them, Venus lacks the global dichotomy (maybe) of continents and ocean basins that characterize Earth, even though it has continent-like elevated regions. (Compare this image of Earth surface elevations to this one of Venus.)

  • Surprisingly few impact craters. We don't expect little ones because small impactors burn up in the dense atmosphere. Big ones, however, like the twenty mile wide Dickinson are also rare.
  • The ones there are uniformly distributed, not clustered in older regions.
  • And they haven't been deformed by tectonic processes.

How does an entire planet get resurfaced all at once?? An ongoing puzzle.

What happens in a planet like Venus where the mantle convects but the lithosphere doesn't. Any heat that makes it through the lithosphere must do so by conduction. The result is the accumulation of heat beneath the lithosphere. Over time, the upper mantle heats to a threshold where widespread melting occurs and the mechanical instability of a solid lithosphere resting on a molten asthenosphere causes the two regions to "overturn" in a paroxysm of subduction over a period of roughly 100 Ma, a period of intense volcanic activity during which heat is transported to the surface by advection. Venus' 500 Ma surface seems mostly to record the last turnover pulse, although evidence does point to some contemporary hot-spot style volcanism.

In effect, Venus could have brief temporary episodes of rapid plate tectonics separated by long periods of quiescence.

Of course, this erases any record of Venus' earlier history. Determining whether Venus ever had Earth-style plate tectonics will be a major priority of future exploration. The identification of distinct continental crust would be a clincher.


Internal heat and planetary differentiation - Astronomy

A differentiated object is one which has a layered internal structure sorted by the densities of the different components.

During the planetary formation stage of the early Solar System, the process of accretion produced homogeneous objects (planetesimals) which had the same composition throughout. Materials of different densities were able to co-exist throughout these bodies until a certain size (a diameter of approximately 200 km) was reached. At this point, the internal heat (generated through gravitational compression, energy from impacts, radioactive decay, and perhaps tidal forces) was sufficient to melt the interior of the object. When this happened, the densest material sunk towards the centre to form a core, while the lighter material floated to the surface to form a mantle and crust in a process called ‘gravitational differentiation’.

Study Astronomy Online at Swinburne University
All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


Gledaj video: Fizika 2. r. SŠ - Objašnjavanje promjene unutarnje energije toplinom (Rujan 2021).