Модели внутреннего строения планет. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Недра планет недоступны прямым наблюдениям. Даже для Земли керны из глубоких (до 12 км) скважин и фрагменты изверженных глубинных пород дают сведения о составе и структуре вещества лишь приповерхностных слоев внеш. твёрдой оболочки. Данные о породах Луны, Венеры и Марса, изучение спектральных особенностей поверхностей планет и астероидов, атмосфер планет-гигантов также позволяют судить лишь о составе самых внешних оболочек. Поэтому для исследования планетных недр прибегают к построению моделей внутр. строения планет, т. е. расчёту хим. и минерального состава, внутр. гравитационных, тепловых, магн. и др. полей с последующим сравнением теоретич. предсказаний с данными наблюдений. Весьма общие ограничения на возможные состав и структуру планеты дают сведения о её массе М и радиусе R (а следовательно, и о ср. плотности) с учётом распространённости элементов в космосе и данных физики высоких давлений. Для построения моделей планет привлекаются данные по гравитац. и магн. полям планеты, тепловому потоку из недр, собств. колебаниям и (для Земли и Луны) сейсмич. данным.
Планеты земной группы имеют твёрдые оболочки, в к-рых сосредоточена б. ч. их массы. Существенный объём планетных оболочек находится в состоянии, близком к гидростатич. равновесию, поскольку предел текучести пород играет роль лишь для относительно быстрых приповерхностных движений. Распределения давления Р, плотности r и ускорения силы тяжести g по расстоянию от центра планеты r находят из решения системы ур-нпй: ур-ния гидроста-тпч. равновесия

для предполагаемой смеси компонент с плотностью

где

и x_i - плотность и доля i-й компоненты по массе (х_i = т_i/т, т_i - масса i -и компоненты, М - суммарная масса в единичном объёме). Ср. плотности планет и данные по ур-ниям состояния для осн. породообразующих элементов Si, Mg, Fe, Al, Ca и их окислов показывают, что в среднем планеты земной группы на ²/₃ состоят из ферромагнезиальных силикатов и на ¹/₃из железа с примесью никеля и др. элементов. Модели внутр. строения Земли благодаря глубинному сейсмич. зондированию, данным о нутации и прецессии разработаны весьма детально, и осуществляется переход к более сложным моделям, учитывающим особенности горизонтального строения литосферы и верхней мантии под океанич. и континентальными регионами. Для построения моделей планет земной группы широко используются представления об оболочечной структуре, полученные для Земли. Обычно выделяют кору (10 - 100 км), мантию (1000 - 3000 км) и ядро. Ядро - наиб. плотная часть (12 - 13 г/см³ в центре Земли), кора - наименее плотная (для Земли 2,7 - 2,8 г/см³), плотность мантии - промежуточная (для Земли 2,8 - 3,5 г/см³). У Земли ядро подразделяется на внешнее (жидкое) и внутреннее (твёрдое). Предполагают, что жидкое ядро имеется у Меркурия и Венеры. Марс, обладая заметным вращением, имеет сравнительно небольшой магн. момент, и существование расплавленного ядра для него остаётся под вопросом. Внутр. строение Венеры в основном схоже со строением Земли, однако из-за медленного вращения Венеры не удаётся оценить её момент инерции и, следовательно, в отсутствие сейсмич. данных, нет строгого подтверждения существования у неё ядра и соответствующих земным верхней и нижней мантийных оболочек. Отсутствие сейсмич. данных не позволяет также сделать определённые выводы о структуре и размерах оболочек др. планет земной группы. Момент инерции Марса свидетельствует о наличии небольшого (

15% от массы планеты) ядра. Размеры и фазовое состояние ядра зависят от его хим. состава (рис. 1). На больших временах (10⁶ - 10⁸ лет) вещество планетных недр ведёт себя как вязкая жидкость. В результате неравномерных нагрева и распределения состава в оболочках могут возникать конвективные движения, приводящие к тепло- и массопереносу.

Рис. 1. Модель внутреннего строения Марса. Показаны два варианта ядра.

Масштаб конвекции определяется величиной отклонений распределений температуры и состава от равновесных, а интенсивность - вязкостью и др. реологич. параметрами. Оценки температур в недрах планет земной группы основаны на представлениях об их образовании путём аккумуляции из твёрдых тел и относительно раннем формировании оболочек (в ходе этих процессов происходило выделение гравитац. энергии ~10¹¹ эрг/г), а также на данных о содержании радиоакт. элементов U, Th и ⁴⁰К. Согласно оценкам, темп-pa в центре Земли

5000 - 6000 К, на границе ядро - мантия - 3500 - 4000 К. Темп-ры центральных областей Венеры, по-видимому, на 100 - 300 К ниже земных. В ядрах Меркурия и Марса темп-pa, вероятно, ок. 2500 - 3000 К.
Плутон, по-видимому, имеет силикатное ядро и ледяную оболочку.
Астероиды. О внутр. строении астероидов также известно мало. Метеоритные данные указывают на то, что вещество малых планет (по крайней мере многих из них) прошло через интенсивную ударную переработку, нагрев и дегазацию уже в ходе их образования. Существование каменных и железных метеоритов свидетельствует о том, что недра отд. астероидов были нагреты до температур плавления, обеспечивших возможность расслоения (дифференциации) первичного вещества на силикаты и железоникелевый сплав. Осн. особенностью внутр. строения малых планет являются сравнительно низкие температуры и давления, а также относительно большая толщина неконсолидиров. пород (рего-лита), образованного ударами др. тел. Не исключено, что астероиды, от к-рых поступает дифференциров. вещество, не расслоены на соответствующие оболочки, а содержат лишь отд. области, испытавшие высокотемпературный нагрев и местную дифференциацию вещества (модель "изюминки в тесте").
Планеты-гиганты принято считать газожидкими телами с конвективными оболочками, в к-рых распределение температуры близко к адиабатическому. Это заключение основано на след, данных наблюдений. По данным ИК-наблюдений, поток тепла из недр планет оказался равным 10⁴ эрг/см²х с (для Юпитера) и 3 х 10³эрг/см²х с (для Сатурна). Поскольку такой поток более чем на 4 порядка превышает поток тепла за счёт молекулярной теплопроводности, то это указывает на конвективное состояние внеш. зоны или всей планеты. Юпитер, Сатурн, Уран и, возможно, Нептун обладают собств. магн. полем, к-рое, вероятно, генерируется в конвективном ядре. Эволюция орбит спутников Юпитера, Сатурна и Урана, измерения гравитац. поля Юпитера также указывают на жидкое, близкое к гидростатически равновесному, состояние планет.
Хим. состав планет-гигантов резко отличается от состава планет земной группы. Согласно теории происхождения Солнечной системы, в протопланетном облаке в области планет-гигантов температуры после остывания облака не превышали 150 К, а газовое давление 10^-5 - 10^-7 бар (в зоне Юпитера и Сатурна) и 10^-7 - 10^-8 бар (в зоне Урана и Нептуна). При таких условиях большинство элементов образуют гидриды и окислы. Вещества, из к-рых построены планеты-гиганты, принято разделять по летучести на газовую компоненту - Г(Н₂, Не, Ne), "льды" - Л(СН₄, NH₃, H₂O) и тяжёлую компоненту - TK(SiO₂, MgO, FeO, FeS, Fe, Ni, ...) . Сведения о хим. составе недр планет-гигантов даёт расчёт моделей внутр. строения планет, удовлетворяющих наблюдаемым значениям массы, радиуса и зональных гармоник гравитац. поля планет. Из-за относительно большой угл. скорости вращения

в ур-ние (1) входит дополнит. член

а вследствие довольно высоких температур (

10³ К) в недрах планет в ур-нии (3) учитывают температурные поправки

Простейшие модели (двухслойные) состоят из наружной оболочки (Г + Л) и ядра (ТКЛ). Однако наблюдениям лучше удовлетворяют многослойные модели (см., напр., рис. 2). В оболочках Юпитера и Сатурна происходит переход молекулярного водорода в металлический. Давление перехода

3-10⁶бар и слабо зависит от температуры. При переходе к твёрдой фазе плотность скачкообразно увеличивается на

10%. В расплавл. состоянии (в жидкой фазе) переход происходит непрерывным образом. Расчёты моделей показали, что Уран (рис. 3) и Нептун, в отличие от Юпитера и Сатурна, обладают сильноперемешанными оболочками. Эти планеты имеют маленькие ТК-ядра (0,3 - 1% от полной массы планеты), массивные ледяные мантии с добавкой ТК-компоненты (с относит. содержанием, близким к солнечному) и наружные оболочки из Г- и Л-компонент. Построенные модели выявили след. тенденции в ряду планет-гигантов: при переходе от Юпитера к Нептуну содержание свободного водорода систематически убывает, а концентрация Л-компоненты в наружных оболочках растёт. Это может быть связано с различиями во временах формирования планет-гигантов и диссипацией газа из протопланетного облака.

Рис. 2. Четырёхслойная модель Юпитера с двухслойной молекулярной оболочкой. Справа показано распределение давления Р, температуры Т и плотности

по относительному радиусу

= r/R_ю (Дю - радиус Юпитера). Слева дан разрез модели с указанием значении плотности на границах раздела и отношения Л(ТКЛ)/Г в оболочках. Полные значения масс Г-, Л- и ТКЛ-компонент выражены в массах Земли.

Рис. 3. Двух- и трёхслойная модели Урана с различной степенью смешения Г-, Л- и ТК-компонент. Обозначения те же, что и на рис. 2.

Широкое распространение получает численное моделирование динамических (2- и 3-мерных) и эволюционных (1 - 2-мерных) моделей внутр. строения планет. Исследуются структура и интенсивность конвективных течений, вызванных разл. источниками тепла, влияние фазовых переходов и хим. превращений. Для планет земной группы предложены модели дифференциации и фракционирования внутр. оболочек, основанные на ур-ниях баланса потоков вещества с привлечением изотопных данных.

Литература по моделям внутреннего строения планет

Знаете ли Вы, что только в 1990-х доплеровские измерения радиотелескопами показали скорость Маринова для CMB (космического микроволнового излучения), которую он открыл в 1974. Естественно, о Маринове никто не хотел вспоминать. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.