惑星の核

惑星の核は、惑星の最も内側の層で構成されています。^[1]核は完全に液体の場合もあれば、地球の場合のように固体層と液体層の混合物である場合もあります。^[2]太陽系では、核の大きさは惑星の半径の約20% (月) から85% (水星) の範囲です。

巨大ガス惑星にも核があるが、その組成は未だ議論の余地があり、伝統的な石や鉄から氷、流動的な金属水素まで幅広い可能性がある。^{[3] [4] [5]}巨大ガス惑星の核は地球型惑星の核に比べて比例的にはるかに小さいが、それでも地球の核よりかなり大きい場合がある。木星の核は地球の10～30倍重く、^[5]太陽系外惑星 HD149026 bの核は地球の100倍の質量を持つ可能性がある。^[6]

惑星の核は、掘削では到達できず、核から採取されたサンプルもほとんどないため、研究が困難です。そのため、地震学、鉱物物理学、惑星力学などの間接的な手法で研究されています。

1797年、ヘンリー・キャベンディッシュは地球の平均密度を水の密度の5.48倍（後に5.53倍に修正）と計算し、地球内部の密度がはるかに高いという定説が生まれました。^[7]鉄隕石の発見に続いて、ヴィーヒャートは1898年に地球は鉄隕石と似たバルク組成を持つが、鉄は地球内部に沈殿していると仮定し、後に地球のバルク密度と失われた鉄とニッケルをコアとして統合することでこれを表現しました。^[8]地球のコアが初めて検出されたのは、1906年にリチャード・ディクソン・オールダムがP波シャドウゾーン、つまり液体の外核を発見した時でした。^[9] 1936年までに地震学者はコア全体の大きさと、流体の外核と固体の内核の境界を決定しました。^[10]

月の内部構造は、 1974年にアポロ計画の月震観測データによって特徴づけられました。^[11]月の核の半径は300kmです。^[12]月の鉄核は、核の体積の60%を占める液体の外層と、固体の内核で構成されています。^[13]

岩石惑星の核は、当初、水星と金星の表面特性を観測するためにその近くを飛行したNASAのマリナー10号などの宇宙船からのデータを分析することによって特徴づけられた。 ^[14]他の惑星の核は表面の地震計を使用して測定することはできないため、代わりにこれらのフライバイ観測からの計算に基づいて推測する必要がある。質量とサイズは、惑星体の内部を構成する成分の一次計算を提供することができる。岩石惑星の構造は、惑星の平均密度と慣性モーメントによって制約される。^[15]分化した惑星の慣性モーメントは、惑星の密度が中心に集中しているため、0.4未満である。^[16]水星の慣性モーメントは0.346であり、これは核がある証拠である。^[17]エネルギー保存則の計算や磁場測定によっても組成を制限でき、惑星の表面地質からその天体の集積以降の分化を特徴づけることができる。^[18]水星、金星、火星の核はそれぞれ半径の約75%、50%、40%である。^{[19] [20]}

惑星系は、塵とガスの平らな円盤から形成され、数千年以内に急速に集積して直径約10kmの微惑星になります。ここから重力が作用して月や火星サイズの惑星胚（¹⁰⁵～106^年）が生成され、さらに1000万～1億年かけて惑星体に成長します。^[21]

木星と土星は、おそらく以前から存在していた岩石や氷の天体の周囲に形成され、これらの原始惑星を巨大ガス惑星の核に変えた。^{[5]これは惑星形成の}惑星核集積モデルである。

惑星の分化は、広く言えば、一つのものから多くのものへの発展、つまり均質な物体から複数の異質な構成要素への発展と定義される。^[22]ハフニウム182 /タングステン182同位体系の半減期は900万年で、4500万年後には絶滅系と推定される。ハフニウムは親岩元素で、タングステンは親鉄元素である。したがって、金属の分離（地球の核とマントルの間）が4500万年未満で起こった場合、ケイ酸塩貯留層は正のHf/W異常を発現し、金属貯留層は未分化コンドライト物質と比較して負の異常を獲得する。^[21]鉄隕石で観測されたHf/W比は金属の分離を500万年未満に制限し、地球のマントルのHf/W比は地球の核が2500万年以内に分離したとしている。^[21]ペロブスカイトの結晶化を含むいくつかの要因が金属核の分離を制御します。初期のマグマオーシャンにおけるペロブスカイトの結晶化は酸化プロセスであり、元のケイ酸塩溶融物からの鉄金属の生成と抽出を促進する可能性があります。

初期の太陽系における惑星サイズの天体間の衝突は、惑星および惑星核の形成と成長において重要な側面です。

巨大衝突仮説によれば、理論上の火星サイズの惑星テイアと初期の地球との衝突によって、現代の地球と月が形成されたとされている。^[23]この衝突の間、テイアと地球の鉄の大部分が地球の核に取り込まれた。^[24]

原始火星と別の分化した小惑星の核の合体は、両方の核の粘性に応じて、1000年ほど速い場合もあれば、30万年ほど遅い場合もある。^[25]

コンドライト参照モデルを使用し、地殻とマントルの既知の組成を組み合わせると、未知の成分、つまり内核と外核の組成が決定できます。Fe 85%、Ni 5%、Cr 0.9%、Co 0.25%、およびその他のすべての耐火金属の濃度は非常に低いです。^[21]これにより、地球の核は、外核で5〜10%の重量不足となり、^[26]内核で4〜5%の重量不足となります。^[26]これは、宇宙に豊富に存在するはずの鉄に溶ける軽い元素、H、O、C、S、P、およびSiに起因します。^[21]地球の核には、地球の半分のバナジウムとクロムが含まれており、かなりのニオブとタンタルが含まれている可能性があります。^{[26]地球の核では、}ゲルマニウムとガリウムが枯渇しています。^[26]

硫黄は強い親鉄性で、揮発性は中程度で、珪酸塩地球では枯渇しているため、地球の核の 1.9 重量 % を占めている可能性がある。^[21] 同様の議論によれば、リンは最大 0.2 重量 % 存在する可能性がある。しかし、水素と炭素は揮発性が非常に高いため、初期の集積中に失われたと考えられるため、それぞれ 0.1 ～ 0.2 重量 % しか占めない。^[21] シリコンと酸素は、このように地球の核の残りの質量不足分を構成している。ただし、それぞれの存在量は、地球の核の形成中の圧力と酸化状態を中心に、依然として論争の的となっている。^[21]地球の核に放射性元素が含まれていることを示す地球化学的証拠はない。^{[26]それにもかかわらず、実験的証拠から、核形成に関連する温度では}カリウムが強い親鉄性であること がわかっているため、惑星の核にカリウムが存在する可能性があり、したがってカリウム 40も存在する可能性がある。^[27]

ハフニウム/タングステン（Hf/W）同位体比は、コンドライト基準フレームと比較すると、地球の珪酸塩鉱物で顕著な濃縮を示し、地球の核の枯渇を示している。非常に初期の核分断プロセスの結果であると考えられている鉄隕石も枯渇している。^[21] ニオブ/タンタル（Nb/Ta）同位体比は、コンドライト基準フレームと比較すると、地球と月の珪酸塩鉱物全体で軽度の枯渇を示している。^[28]

パラサイトは初期の微惑星の核とマントルの境界で形成されると考えられているが、最近の仮説では、衝突によって生成された核とマントルの物質の混合物であると示唆されている。^[29]

ダイナモ理論は、地球のような天体が磁場を生成する仕組みを説明するために提案されたメカニズムです。磁場の有無は、惑星の核のダイナミクスを制限するのに役立ちます。詳細については、地球の磁場を参照してください。ダイナモには、駆動力として熱浮力および/または組成浮力の源が必要です。 ^[28]冷却コアからの熱浮力だけでは、モデル化で示されているように必要な対流を駆動できないため、組成浮力（相変化による）が必要です。地球では、浮力は内核の結晶化（温度の結果として発生する可能性があります）に由来します。組成浮力の例には、内核への鉄合金の沈殿と液体の非混和性の両方があり、ホストボディに関連する周囲の温度と圧力に応じて、対流にプラスにもマイナスにも影響を与える可能性があります。^[28]磁場を示す他の天体には、水星、木星、ガニメデ、土星があります。^[3]

惑星の核は、惑星の外層の熱源として機能します。地球では、核マントル境界を超える熱流束は12テラワットです。^{[30]この値は、永年冷却、軽元素の分化、}コリオリの力、放射性崩壊、結晶化潜熱など、さまざまな要因から計算されます。^[30]すべての惑星体は、原始熱値、つまり集積によるエネルギー量を持っています。この初期温度からの冷却は永年冷却と呼ばれ、地球では、核の永年冷却により、断熱性のあるケイ酸塩マントルに熱が伝達されます。^[30]内核が成長するにつれて、結晶化潜熱がマントルへの熱流束に追加されます。^[30]

小さな惑星の核は、核内の相変化に伴う壊滅的なエネルギー放出を経験する可能性がある。ラムゼイ（1950）は、そのような相変化によって放出されるエネルギーの総量は10 29 ジュールのオーダーであり、これは地質時代を通じて地震によって放出されるエネルギーの総量に相当することを発見した。このような出来事は小惑星帯^を説明できるかもしれない。このような相変化は特定の質量対体積比でのみ発生し、そのような相変化の例としては、固体核成分の急速な形成または溶解が挙げられる。^[31]

月と同様に、すべての岩石惑星の核は鉄が主成分である。金星と火星の核には、さらに別の主要元素がある。金星の核は、地球と同様に鉄ニッケルであると考えられている。一方、火星は鉄硫黄の核を持ち、内側の固体核の周囲に外側の液体層が分かれていると考えられている。^[20]岩石惑星の軌道半径が増加すると、惑星の全半径に対する核の大きさは減少する。^[15]これは、核の分化が天体の初期熱に直接関係しているため、水星の核が比較的大きく活発であるためだと考えられている。^[15]金星と火星、そして月には磁場がない。これは、金星の核が層状でないため、固体の内核と相互作用する対流液体層がないためである可能性がある。^[19]火星には液体層と固体層があるが、地球の液体と固体の成分が相互作用してダイナモを形成するのと同じように相互作用しているようには見えない。^[20]

太陽系の外惑星、氷巨星とガス巨星に関する現在の理解では、氷の層に囲まれた小さな岩石の核が理論化されており、木星と土星のモデルでは液体の金属水素とヘリウムの大きな領域が示唆されています。^[19]これらの金属水素層の特性は、必要な高圧のために実験室環境で生成するのが難しいため、大きな論争の的となっています。^[32]木星と土星は、太陽から放射されるべきよりもはるかに多くのエネルギーを放出しているように見えますが、これは水素とヘリウムの層から放出される熱によるものです。天王星には大きな熱源がないようですが、海王星には「熱い」地層に起因する熱源があります。^[19]

以下は、特定の非恒星天体の惑星核に関する既知の情報をまとめたものです。

水星には磁場が観測されており、金属核内部で生成されると考えられている。^[28]水星の核は惑星の半径の85%を占め、太陽系の中で惑星の大きさに対して最大の核となっている。これは、水星の表面の多くが太陽系の歴史の初期に失われた可能性があることを示している。^[33]水星には、固体の金属外核層の上に固体のケイ酸塩地殻とマントルがあり、その下にはより深い液体の核層があり、その上に固体の内核があり、これが第3層を形成している可能性がある。^[33]鉄を多く含む核の組成は不明であるが、ニッケル、シリコン、おそらく硫黄と炭素、および微量の他の元素が含まれている可能性が高い。^[34]

金星の核の組成は計算に使用するモデルによって大きく異なるため、制約が必要となる。^[35]

月の核の存在についてはいまだ議論が続いているが、もし核が存在するとすれば、ハフニウム・タングステンの証拠^[36]と巨大衝突仮説に基づくと、太陽系が誕生してから4500万年後に地球の核と同時に形成されたことになる。そのような核は、その歴史の初期に地磁気ダイナモを宿していた可能性がある。^[28]

地球は金属核内で磁場が生成されていることが観測されている。 ^[28]地球の核全体では5～10%の質量不足があり、内核では4～5%の密度不足がある。^[26]核のFe/Ni値はコンドライト隕石によってよく制約されている。^[26]硫黄、炭素、リンは、軽元素成分/質量不足の約2.5%を占めるに過ぎない。^[26]核に放射性元素が含まれていることを示す地球化学的証拠はない。^[26] しかし、実験的証拠によると、カリウムは核集積に関連する温度を扱う際に強い親鉄性を示すため、カリウム40は硫黄が豊富な火星ほどではないにせよ、初期地球のダイナモに寄与する重要な熱源であった可能性がある。^[27]核には地球の半分のバナジウムとクロムが含まれ、相当量のニオブとタンタルが含まれている可能性がある。^[26]核はゲルマニウムとガリウムが枯渇している。^[26] 核マントルの分化は地球の歴史の最初の3000万年以内に起こった。 ^[26]内核の結晶化の時期は、まだほとんど解明されていない。^[26]

火星は過去に核生成磁場を持っていた可能性がある。^[28]火星のダイナモは惑星形成後5億年以内に停止した。^[2]火星隕石ザガミから得られたHf/W同位体は火星の急速な集積と核分化、すなわち1000万年未満を示している。^[23]カリウム40は初期の火星のダイナモを動かす主要な熱源であった可能性がある。^[27]

原始火星と別の分化した小惑星の核の合体は、1000年ほど速い場合もあれば、30万年ほど遅い場合もある（核とマントルの粘性による）。^[25]火星の核の衝突加熱は、核の成層化をもたらし、1億5000万年から2億年の間、火星のダイナモを破壊したと考えられる。^[25]ウィリアムズらによる2004年のモデル化では、火星が機能的なダイナモを持っていたためには、火星の核が当初マントルよりも150  K高温であったこと（火星の分化の歴史および衝突仮説と一致）と、液体の核によりカリウム40が核に分配され、追加の熱源を提供する機会があったことが示唆されている。さらにこのモデルは、火星の核は完全に液体であると結論付けている。これは、結晶化の潜熱がより長期間（10億年以上）持続するダイナモを駆動したためである。^[2]火星の核が液体である場合、硫黄の下限は5重量%となる。^[2]

ガニメデでは金属核内で磁場が生成されていることが観測されている。^[28]

木星の中心核には磁場が生成されていることが観測されており、何らかの金属物質が存在することを示しています。^[3]木星の磁場は太陽系の中で太陽に次いで最も強いものです。

木星には地球の10～30倍の質量を持つ岩石や氷の核があり、この核は上部のガス層に溶けやすいため、組成は原始的であると考えられます。核が今も存在していることから、外層はもともと既存の惑星核に集積したものと考えられます。^[5]熱収縮/進化モデルは、核内に金属水素が大量に存在することを裏付けています（土星よりも多く）。^[3]

土星では、金属核の内部で磁場が生成されていることが観測されている。^[3]金属水素が核内に存在している（木星よりは少ない）。^[3] 土星には地球の10～30倍の質量の岩石や氷の核があり、この核は上部のガス層に溶けやすいため、組成は原始的である。核が今も存在していることから、この層はもともと以前から存在していた惑星の核に集積したものに違いない。^[5]熱収縮/進化モデルは、核内に金属水素が大量に存在していることを裏付けている（ただし木星よりは少ない）。^[3]

小惑星帯の天体へのミッションは、惑星の核形成に関するさらなる洞察をもたらすだろう。これまでは、太陽系内での衝突は完全に合体すると理解されていたが、最近の惑星体に関する研究では、衝突の残骸は外層が剥がれ落ち、最終的に惑星の核となる天体が残っていると主張している。^{[37] 「金属の世界への旅」と題された}プシケミッションは、惑星の残骸である可能性のある天体の研究を目的としている。 ^[38]

新しい技術によって多様な太陽系外惑星が発見されるようになり、太陽系外惑星の分野が拡大するにつれて、太陽​​系外惑星の核のモデル化が進められています。これらは太陽系外惑星の初期組成に依存しており、個々の太陽系外惑星の吸収スペクトルとその恒星の放射スペクトルを組み合わせて推定されます。

地下惑星は、おそらく惑星の内側への移動により、ガス巨星の外部大気が親星によって剥ぎ取られたときに発生します。この衝突で残るのは、元の核だけです。

炭素惑星は、以前は恒星だったが、ミリ秒パルサーの形成と同時に形成される。最初に発見されたそのような惑星は、密度が水の18倍、大きさが地球の5倍であった。したがって、この惑星は気体ではあり得ず、炭素や酸素のように宇宙に豊富に存在するより重い元素で構成されているはずであり、ダイヤモンドのような結晶である可能性が高い。^[39]

PSR J1719-1438は5.7ミリ秒のパルサーで、質量は木星と同程度だが密度は23 g/cm ³の伴星を持つことが判明しており、このことは伴星が超低質量の炭素白色矮星であり、おそらく古代の恒星の核であることを示唆している。^[40]

中程度の密度を持つ太陽系外惑星（木星型惑星よりも密度が高いが、地球型惑星よりも密度が低い）は、GJ1214bやGJ436のような惑星が主に水で構成されていることを示唆している。このような水惑星の内部圧力により、表面と核内に異質な水相が形成されると考えられる。 ^[41]