Planetární jádro

Jádro planety je její nejvnitřnější částí s nejvyšší hustotou, která vzniká při diferenciaci původní protoplanety. Většinou se skládá ze železa, které může obsahovat některé lehčí příměsi (např. síru), což je významné pro generování magnetického pole planet. Proces diferenciace jádra je také významný z hlediska produkce primárního tepla.

[editovat] Jádra terestrických těles

Srovnání předpokládané stavby terestrických objektů Sluneční soustavy

Jádro Merkuru je zřejmě největší v porovnání s velikostí své planety v celé Sluneční soustavě – z dat o střední hustotě, získaných sondou Mariner 10, a geochemických modelů je jeho poloměr 0,75-0,80 RM (tj. 1800-1950 km).^[1] Protože nemáme žádné přímé údaje o stavbě planety, jediné omezení na strukturu jádra je pozorované slabé magnetické pole Merkuru, které nelze vysvětlit podobným mechanismem jako je geodynamo. Z termálně-evolučních modelů se zdá být jisté, že termální dynamo již není v provozu a konvekci v jádře musí zajišťovat proces růstu vnitřního jadérka (podobně jako u Země). Magnetické pole podobné tomu pozorovanému pak lze získat v případě, že se tato konvekce odehrává pouze ve spodní části vnějšího jádra a svrchní část, která se konvekce neúčastní, pak krátkoperiodické složky pole filtruje.^[2] Tento model také dává omezení na velikost vnitřního jádra, které nesmí být výrazně větší než cca 1000 km.

O jádru Venuše je toho i přes rozsáhlý výzkum planety velmi málo známo. Z údajů o střední hustotě a odhadů chemického složení vyplývá poloměr jádra 2900-3200 km a nepřítomnost vnitřního jadérka.^[3] Také z měření slapových deformací se zdá být pravděpodobné, že je celé jádro v kapalném stavu.^[4]

Podrobnější informace naleznete v článku Zemské jádro.

Jádro planety Mars je prozkoumáno také velmi málo, podobně jako v případě Venuše. Jeho velikost je přibližně 1500-1850 km a z měřených slapových deformací planety se zdá být jisté, že minimálně jeho vnější část je kapalná.^[5]

[editovat] Jádra velkých planet

Srovnání předpokládané stavby plynných planet Sluneční soustavy

Tato část článku je příliš stručná nebo neobsahuje všechny důležité informace. Pomozte Wikipedii tím, že ji vhodně rozšíříte.

[editovat] Prameny

1. ↑ SPOHN, T., et al. The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo. Planet. Space Sci., 2001, roč. 49, s. 1561–1570. DOI:10.1016/S0032-0633(01)00093-9.
2. ↑ CHRISTENSEN, U.. A deep dynamo generating Mercury’s magnetic field. Nature, 2006, čís. 444, s. 1056–1058. DOI:10.1038/nature05342.
3. ↑ STEVENSON, D. J.; SPOHN, T.; SCHUBERT, G.. Magnetism and Thermal Evolution of the Terrestrial Planets. Icarus, 1983, roč. 54, s. 466-489.
4. ↑ KONOPLIV, A. S.; YODER, C. F.. Venusian k2 tidal Love number from Magellan and PVO tracking data. Geophys. Res. Lett., 1996, roč. 23, čís. 14, s. 1857–1860. DOI:10.1029/96GL01589.
5. ↑ YODER, C. F., et al. Fluid Core Size of Mars from Detection of the Solar Tide. Science, 2003, čís. 300, s. 299-303. DOI:10.1126/science.1079645.

Tento článek zabývající se výzkumem vesmíru je příliš stručný nebo neobsahuje důležité informace. Pomozte Wikipedii tím, že jej vhodně rozšíříte.