En xeoloxía, o núcleo (dun planeta) é o conxunto das súas capas máis internas que poden ser líquidas ou sólidas,[1] dependendo de factores como o tamaño, idade ou proximidade do planeta a súa estrela. O núcleo da Terra é en parte líquido, mentres que o núcleo de Marte pénsase que é sólido, dado que a maior parte do seu campo magnético desapareceu. Só un núcleo líquido pode xerar un campo magnético. No Sistema Solar, o tamaño do núcleo pode variar desde aproximadamente o 20% (Lúa) ao 85% do radio do planeta (Mercurio).
Os xigantes gasosos tamén teñen núcleos, aínda que a composición destes é aínda asunto de debate; a súa posible composición varía da tradicional mestura de rocha e ferro a xeo ou hidróxeno metálico fluído.[2][3][4] Son proporcionalmente moito máis pequenos que os dos planetas terrestres, aínda que poden chegar a ser considerablemente maiores que a mesma Terra. O de Xúpiter é de 10 a 30 veces máis pesado que a Terra[4] mentres que o exoplaneta HD 149026 b ten un núcleo 67 veces máis masivo.[5] Unha teoría pensa, por outra banda, que o asteroide 16 Psyche, composto exclusivamente de ferro e níquel, é o núcleo dun planeta cuxas capas exteriores foron destruídas por colisións masivas no cinto de asteroides situado entre Marte e Xúpiter.[6]
Descubrimento
Núcleo da Terra
En 1798, Henry Cavendish calculou que a densidade media da terra era 5,48 veces a densidade da auga (posteriormente refinada a 5,53), o que levou á crenza aceptada de que a Terra era moito máis densa no seu interior. [7]Tras o descubrimento dos meteoritos de ferro, Wiechert en 1898 postulou que a Terra tiña unha composición de masa similar á dos meteoritos de ferro, pero o ferro asentouse no interior da Terra e máis tarde representou isto integrando a densidade a granel da masa da Terra co ferro e o níquel que faltaba como un núcleo.[8] A primeira detección do núcleo da Terra ocorreu en 1906 por Richard Dixon Oldham ao descubrir a zona de sombra da onda P; o núcleo externo líquido[9] Para 1936, os sismólogos determinaran o tamaño do núcleo total así como o límite entre o núcleo externo fluído e o núcleo interno sólido.[10]
↑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
↑Fortney, J. J.; Hubbard, W. B. (2003). Phase separation in giant planets: inhomogeneous evolution of Saturn. Icarus 164: pp. 228-243.
↑ 4,04,1Stevenson, D. J. (1982). Formation of the Giant Planets. Planet. Space Sci. 30 (8): pp. 755-764.
↑Sato, B. e outros (2005). The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core. The Astrophysical Journal 633: pp. 465-473..
↑Cavendish, H. (1798). "Experiments to determine the density of Earth". Philosophical Transactions of the Royal Society of London88: 469–479. doi:10.1098/rstl.1798.0022.
