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Núcleo (geología)

Noviembre 17, 2021

El núcleo de un planeta es el conjunto de sus capas más internas. Estas capas pueden estar en estado sólido o fundidas,[1]​ dependiendo de factores como el tamaño, edad o proximidad del planeta a su estrella; algunos núcleos son enteramente sólidos o fluidos.[2]​ En el sistema solar sus tamaños en relación al radio del objeto varían entre un 20 % para el caso de la Luna y un 85 % para Mercurio. El núcleo de la Tierra es en parte líquido, mientras que el núcleo de Marte se piensa que es sólido, dado que la mayor parte de su campo magnético ha desaparecido. Solo un núcleo líquido puede generar un campo magnético.

Núcleos de Mercurio, Venus, la Tierra, la Luna y Marte.

Los gigantes gaseosos también tienen núcleos, aunque la composición de estos es todavía asunto de debate; su posible composición varía de la tradicional mezcla de roca y hierro a hielo o hidrógeno metálico fluido.[3]​[4]​[5]​ Son proporcionalmente mucho más pequeños que los de los planetas terrestres, aunque pueden llegar a ser considerablemente mayores que la misma Tierra. El de Júpiter es de 10 a 30 veces más pesado que la Tierra [5]​ mientras que el exoplaneta HD 149026 b tiene un núcleo 67 veces más masivo.[6]​ Una teoría piensa, por otra parte, que el asteroide (16) Psyche, compuesto exclusivamente de hierro y níquel, es el núcleo de un planeta cuyas capas exteriores fueron destruidas por colisiones masivas en el cinturón de asteroides situado entre Marte y Júpiter.[7]​

Descubrimiento

Núcleo de la Tierra

En 1798, Henry Cavendish calculó que la densidad media de la tierra era 5,48 veces la densidad del agua (posteriormente refinada a 5,53), lo que llevó a la creencia aceptada de que la Tierra era mucho más densa en su interior. [8]​Tras el descubrimiento de los meteoritos de hierro, Wiechert en 1898 postuló que la Tierra tenía una composición de masa similar a la de los meteoritos de hierro, pero el hierro se había asentado en el interior de la Tierra y más tarde representó esto integrando la densidad a granel de la masa de la Tierra con el hierro y el níquel que faltaba como un núcleo.[9]​ La primera detección del núcleo de la Tierra ocurrió en 1906 por Richard Dixon Oldham al descubrir la zona de sombra de la onda P; el núcleo externo líquido[10]​ Para 1936, los sismólogos habían determinado el tamaño del núcleo total así como el límite entre el núcleo externo fluido y el núcleo interno sólido.[11]​

Núcleo de la Luna

La estructura interna de la Luna fue caracterizada en 1974 utilizando datos sísmicos recolectados por las misiones Apolo de los terremotos en la Luna. [12]​El núcleo de la Luna tiene un radio de 300 km.[13]​El núcleo de hierro de la Luna tiene una capa externa líquida que constituye el 60% del volumen del núcleo, con un núcleo interno sólido.[14]​

Núcleos de los planetas rocosos

Los núcleos de los planetas rocosos se caracterizaron inicialmente por el análisis de datos de naves espaciales, como el Mariner 10 de la NASA, que pasó por Mercurio y Venus para observar las características de su superficie. La masa y el tamaño pueden proporcionar un cálculo de primer orden de los componentes que componen el interior de un cuerpo planetario. La estructura de los planetas rocosos está limitada por la densidad media de un planeta y su momento de inercia.[15]​ El momento de inercia para un planeta diferenciado es inferior a 0,4, porque la densidad del planeta está concentrada en el centro.[16]​ Mercurio tiene un momento de inercia de 0,346, lo que evidencia un núcleo.[17]​ La conservación de los cálculos de energía así como las mediciones del campo magnético también pueden limitar la composición, y la geología de la superficie de los planetas puede caracterizar la diferenciación del cuerpo desde su acumulación[18]​ Los núcleos de Mercurio, Venus y Marte son aproximadamente el 75%, 50% y 40% de su radio respectivamente.[19]​[20]​

Formación

Acumulación

Los sistemas planetarios se forman a partir de discos aplastados de polvo y gas que se acumulan rápidamente (en miles de años) en planetesimales de unos 10 km de diámetro. A partir de aquí, la gravedad se encarga de producir embriones planetarios del tamaño de la Luna y Marte (105 - 106 años) y estos se convierten en cuerpos planetarios durante 10-100 millones de años adicionales.[21]​

Júpiter y Saturno muy probablemente se formaron alrededor de cuerpos rocosos y/o helados previamente existentes, convirtiendo estos planetas primordiales en núcleos gigantes de gas.[22]​ Este es el modelo de acumulación de núcleos planetarios de formación de planetas.

Diferenciación

La diferenciación planetaria se define ampliamente como el desarrollo de una cosa a muchas cosas; de un cuerpo homogéneo a varios componentes heterogéneos[23]​ .El sistema isotópico hafnio-182/tungsteno-182 tiene una vida media de 9 millones de años, y se aproxima a un sistema extinto después de 45 millones de años. El hafnio es un elemento litófilo y el tungsteno es un elemento siderófilo. Por lo tanto, si la segregación de metales (entre el núcleo y el manto de la Tierra) ocurrió en menos de 45 millones de años, los depósitos de silicato desarrollan anomalías positivas de Hf/W, y los depósitos de metal adquieren anomalías negativas en relación con el material de condrita indiferenciada.[21]​ La relación Hf/W observada en los meteoritos de hierro limita la segregación de metales a menos de 5 millones de años, la relación Hf/W del manto terrestre coloca el núcleo de la Tierra como segregado dentro de 25 millones de años[21]​ Varios factores controlan la segregación de un núcleo metálico, incluyendo la cristalización de la perovskita. La cristalización de la perovskita en un océano de magma temprano es un proceso de oxidación y puede impulsar la producción y extracción de hierro metálico a partir de un fundido de silicato original.

Fusión de núcleos/impactos

Los impactos entre cuerpos del tamaño de planetas en el Sistema Solar temprano son aspectos importantes en la formación y crecimiento de planetas y núcleos planetarios.

Sistema Tierra-Luna

La hipótesis de impacto gigante afirma que un impacto entre un planeta teórico del tamaño de Marte, Theia, y la Tierra primitiva formó la Tierra y la Luna modernas[24]​ Durante este impacto, la mayor parte del hierro de Theia y la Tierra se incorporó al núcleo de la Tierra.[25]​

Marte

La fusión del núcleo entre el proto-Marte y otro planetoide diferenciado podría haber sido tan rápida como 1000 años o tan lenta como 300.000 años (dependiendo de la viscosidad de ambos núcleos).[26]​

Referencias

  1. Solomon, S.C. (2007). Hot News on Mercury's core. Science 316 (5825): pp. 702-703.
  2. Williams, J. P.; Nimmo, F. (2004). Thermal evolution of the Martian core: Implications for an early dynamo. Geology 32 (2): pp. 97-100.
  3. Pollack, J. B.; Grossman, A. S.; Moore, R.; Graboske, H. C. Jr. (1977). A Calculation of Saturn’s Gravitational Contraction History. Icarus 30: pp. 111-128
  4. Fortney, J. J.; Hubbard, W. B. (2003). Phase separation in giant planets: inhomogeneous evolution of Saturn. Icarus 164: pp. 228-243.
  5. ↑ Stevenson, D. J. (1982). Formation of the Giant Planets. Planet. Space Sci. 30 (8): pp. 755-764.
  6. Sato, B. y otros (2005). The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core. The Astrophysical Journal 633: pp. 465-473..
  7. Nuño Domínguez, "Misión espacial a un planeta desaparecido del Sistema Solar", en El País, 9-I-2017: http://elpais.com/elpais/2017/01/05/ciencia/1483641461_214543.html
  8. 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. 
  9. 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 (en alemán): 221-243. 
  10. Oldham, R. D. (1 de febrero de 1906). «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. 
  11. Transdyne Corporation (2009). J. Marvin Hemdon, ed. Richard D. Oldham's Discovery of the Earth's Core. Transdyne Corporation. 
  12. Nakamura, Yosio; Latham, Gary; Lammlein, David; Ewing, Maurice; Duennebier, Frederick; Dorman, James (julio de 1974). «Deep lunar interior inferred from recent seismic data». Geophysical Research Letters 1 (3): 137-140. Bibcode:1974GeoRL...1..137N. ISSN 0094-8276. doi:10.1029/gl001i003p00137. 
  13. Bussey, Ben; Gillis, Jeffrey J.; Peterson, Chris; Hawke, B. Ray; Tompkins, Stephanie; McCallum, I. Stewart; Shearer, Charles K.; Neal, Clive R. et al. (1 de enero de 2006). «The Constitution and Structure of the Lunar Interior». Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60 (1): 221-364. Bibcode:2006RvMG...60..221W. ISSN 1529-6466. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. 
  14. Weber, R. C.; Lin, P.-Y.; Garnero, E. J.; Williams, Q.; Lognonne, P. (21 de enero de 2011). «Seismic Detection of the Lunar Core». Science 331 (6015): 309-312. Bibcode:2011Sci...331..309W. ISSN 0036-8075. PMID 21212323. doi:10.1126/science.1199375. 
  15. Solomon, Sean C. (junio de 1979). «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. ISSN 0031-9201. doi:10.1016/0031-9201(79)90081-5. 
  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. et al. (diciembre de 2012). «Mercury's moment of inertia from spin and gravity data: MERCURY'S MOMENT OF INERTIA». Journal of Geophysical Research: Planets 117 (E12): n/a. doi:10.1029/2012JE004161. 
  18. Solomon, Sean C. (agosto de 1976). «Some aspects of core formation in Mercury». Icarus 28 (4): 509-521. Bibcode:1976Icar...28..509S. doi:10.1016/0019-1035(76)90124-X.  Parámetro desconocido |hdl= ignorado (ayuda)
  19. Pater, Imke de; Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2 edición). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 9781316165270. doi:10.1017/cbo9781316165270.023. 
  20. Stevenson, David J. (12 de julio de 2001). «Mars' core and magnetism». Nature 412 (6843): 214-219. ISSN 1476-4687. PMID 11449282. doi:10.1038/35084155. 
  21. ↑ Wood, Bernard J.; Walter, Michael J.; Jonathan, Wade (junio de 2006). «Accretion of the Earth and segregation of its core». Nature 441 (7095): 825-833. Bibcode:2006Natur.441..825W. PMID 16778882. doi:10.1038/nature04763. 
  22. Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Stevenson 1982
  23. differentiation. Merriam Webster. 2014. 
  24. Halliday; N., Alex (febrero de 2000). «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. 
  25. A new Model for the Origin of the Moon. SETI Institute. 2012. 
  26. Monteaux, Julien; Arkani-Hamed, Jafar (noviembre de 2013). «Consequences of giant impacts in early Mars: Core merging and Martian Dynamo evolution». Journal of Geophysical Research: Planets (AGU Publications) 119 (3): 84-87. Bibcode:2014JGRE..119..480M. doi:10.1002/2013je004587. 
  •   Datos: Q742129

Noviembre 17, 2021
núcleo, geología, núcleo, planeta, conjunto, capas, más, internas, estas, capas, pueden, estar, estado, sólido, fundidas, dependiendo, factores, como, tamaño, edad, proximidad, planeta, estrella, algunos, núcleos, enteramente, sólidos, fluidos, sistema, solar,. El nucleo de un planeta es el conjunto de sus capas mas internas Estas capas pueden estar en estado solido o fundidas 1 dependiendo de factores como el tamano edad o proximidad del planeta a su estrella algunos nucleos son enteramente solidos o fluidos 2 En el sistema solar sus tamanos en relacion al radio del objeto varian entre un 20 para el caso de la Luna y un 85 para Mercurio El nucleo de la Tierra es en parte liquido mientras que el nucleo de Marte se piensa que es solido dado que la mayor parte de su campo magnetico ha desaparecido Solo un nucleo liquido puede generar un campo magnetico Nucleos de Mercurio Venus la Tierra la Luna y Marte Los gigantes gaseosos tambien tienen nucleos aunque la composicion de estos es todavia asunto de debate su posible composicion varia de la tradicional mezcla de roca y hierro a hielo o hidrogeno metalico fluido 3 4 5 Son proporcionalmente mucho mas pequenos que los de los planetas terrestres aunque pueden llegar a ser considerablemente mayores que la misma Tierra El de Jupiter es de 10 a 30 veces mas pesado que la Tierra 5 mientras que el exoplaneta HD 149026 b tiene un nucleo 67 veces mas masivo 6 Una teoria piensa por otra parte que el asteroide 16 Psyche compuesto exclusivamente de hierro y niquel es el nucleo de un planeta cuyas capas exteriores fueron destruidas por colisiones masivas en el cinturon de asteroides situado entre Marte y Jupiter 7 Indice 1 Descubrimiento 1 1 Nucleo de la Tierra 1 2 Nucleo de la Luna 1 3 Nucleos de los planetas rocosos 2 Formacion 2 1 Acumulacion 2 2 Diferenciacion 2 3 Fusion de nucleos impactos 2 4 Sistema Tierra Luna 2 5 Marte 3 ReferenciasDescubrimiento EditarNucleo de la Tierra Editar En 1798 Henry Cavendish calculo que la densidad media de la tierra era 5 48 veces la densidad del agua posteriormente refinada a 5 53 lo que llevo a la creencia aceptada de que la Tierra era mucho mas densa en su interior 8 Tras el descubrimiento de los meteoritos de hierro Wiechert en 1898 postulo que la Tierra tenia una composicion de masa similar a la de los meteoritos de hierro pero el hierro se habia asentado en el interior de la Tierra y mas tarde represento esto integrando la densidad a granel de la masa de la Tierra con el hierro y el niquel que faltaba como un nucleo 9 La primera deteccion del nucleo de la Tierra ocurrio en 1906 por Richard Dixon Oldham al descubrir la zona de sombra de la onda P el nucleo externo liquido 10 Para 1936 los sismologos habian determinado el tamano del nucleo total asi como el limite entre el nucleo externo fluido y el nucleo interno solido 11 Nucleo de la Luna Editar La estructura interna de la Luna fue caracterizada en 1974 utilizando datos sismicos recolectados por las misiones Apolo de los terremotos en la Luna 12 El nucleo de la Luna tiene un radio de 300 km 13 El nucleo de hierro de la Luna tiene una capa externa liquida que constituye el 60 del volumen del nucleo con un nucleo interno solido 14 Nucleos de los planetas rocosos Editar Los nucleos de los planetas rocosos se caracterizaron inicialmente por el analisis de datos de naves espaciales como el Mariner 10 de la NASA que paso por Mercurio y Venus para observar las caracteristicas de su superficie La masa y el tamano pueden proporcionar un calculo de primer orden de los componentes que componen el interior de un cuerpo planetario La estructura de los planetas rocosos esta limitada por la densidad media de un planeta y su momento de inercia 15 El momento de inercia para un planeta diferenciado es inferior a 0 4 porque la densidad del planeta esta concentrada en el centro 16 Mercurio tiene un momento de inercia de 0 346 lo que evidencia un nucleo 17 La conservacion de los calculos de energia asi como las mediciones del campo magnetico tambien pueden limitar la composicion y la geologia de la superficie de los planetas puede caracterizar la diferenciacion del cuerpo desde su acumulacion 18 Los nucleos de Mercurio Venus y Marte son aproximadamente el 75 50 y 40 de su radio respectivamente 19 20 Formacion EditarAcumulacion Editar Los sistemas planetarios se forman a partir de discos aplastados de polvo y gas que se acumulan rapidamente en miles de anos en planetesimales de unos 10 km de diametro A partir de aqui la gravedad se encarga de producir embriones planetarios del tamano de la Luna y Marte 105 106 anos y estos se convierten en cuerpos planetarios durante 10 100 millones de anos adicionales 21 Jupiter y Saturno muy probablemente se formaron alrededor de cuerpos rocosos y o helados previamente existentes convirtiendo estos planetas primordiales en nucleos gigantes de gas 22 Este es el modelo de acumulacion de nucleos planetarios de formacion de planetas Diferenciacion Editar La diferenciacion planetaria se define ampliamente como el desarrollo de una cosa a muchas cosas de un cuerpo homogeneo a varios componentes heterogeneos 23 El sistema isotopico hafnio 182 tungsteno 182 tiene una vida media de 9 millones de anos y se aproxima a un sistema extinto despues de 45 millones de anos El hafnio es un elemento litofilo y el tungsteno es un elemento siderofilo Por lo tanto si la segregacion de metales entre el nucleo y el manto de la Tierra ocurrio en menos de 45 millones de anos los depositos de silicato desarrollan anomalias positivas de Hf W y los depositos de metal adquieren anomalias negativas en relacion con el material de condrita indiferenciada 21 La relacion Hf W observada en los meteoritos de hierro limita la segregacion de metales a menos de 5 millones de anos la relacion Hf W del manto terrestre coloca el nucleo de la Tierra como segregado dentro de 25 millones de anos 21 Varios factores controlan la segregacion de un nucleo metalico incluyendo la cristalizacion de la perovskita La cristalizacion de la perovskita en un oceano de magma temprano es un proceso de oxidacion y puede impulsar la produccion y extraccion de hierro metalico a partir de un fundido de silicato original Fusion de nucleos impactos Editar Los impactos entre cuerpos del tamano de planetas en el Sistema Solar temprano son aspectos importantes en la formacion y crecimiento de planetas y nucleos planetarios Sistema Tierra Luna Editar La hipotesis de impacto gigante afirma que un impacto entre un planeta teorico del tamano de Marte Theia y la Tierra primitiva formo la Tierra y la Luna modernas 24 Durante este impacto la mayor parte del hierro de Theia y la Tierra se incorporo al nucleo de la Tierra 25 Marte Editar La fusion del nucleo entre el proto Marte y otro planetoide diferenciado podria haber sido tan rapida como 1000 anos o tan lenta como 300 000 anos dependiendo de la viscosidad de ambos nucleos 26 Referencias Editar Solomon S C 2007 Hot News on Mercury s core Science 316 5825 pp 702 703 Williams J P Nimmo F 2004 Thermal evolution of the Martian core Implications for an early dynamo Geology 32 2 pp 97 100 Pollack J B Grossman A S Moore R Graboske H C Jr 1977 A Calculation of Saturn s Gravitational Contraction History 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312 Bibcode 2011Sci 331 309W ISSN 0036 8075 PMID 21212323 doi 10 1126 science 1199375 Solomon Sean C junio de 1979 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 ISSN 0031 9201 doi 10 1016 0031 9201 79 90081 5 Hubbard William B 1992 Planetary interiors Krieger Pub Co ISBN 089464565X OCLC 123053051 Margot Jean Luc Peale Stanton J Solomon Sean C Hauck Steven A Ghigo Frank D Jurgens Raymond F Yseboodt Marie Giorgini Jon D et al diciembre de 2012 Mercury s moment of inertia from spin and gravity data MERCURY S MOMENT OF INERTIA Journal of Geophysical Research Planets 117 E12 n a doi 10 1029 2012JE004161 Se sugiere usar numero autores ayuda Solomon Sean C agosto de 1976 Some aspects of core formation in Mercury Icarus 28 4 509 521 Bibcode 1976Icar 28 509S doi 10 1016 0019 1035 76 90124 X Parametro desconocido hdl ignorado ayuda Pater Imke de Lissauer Jack J 2015 Planetary Sciences 2 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