PROFILBARU.COM

แก่นดาว (อังกฤษ: planetary core) เป็นแกนกลางของดาวเคราะห์^[1] แก่นดาวอาจจะเป็นของเหลวล้วน ของแข็งล้วน หรืออาจเป็นแบบผสม คือเป็นชั้นของของเหลวกับของแข็งเหมือกับในกรณีของโลก^[2] ในระบบสุริยะขนาดของแก่นดาวมีตั้งแต่ 20% ของรัศมีดาว (ดวงจันทร์) จนถึง 85% ของรัศมีดาว (ดาวพุธ)

ดาวแก๊สยักษ์ก็มีแก่นดาวเช่นกัน เพียงแต่ว่ายังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ว่าแก่นดาวเหล่านี้มีสิ่งใดเป็นองค์ประกอบ มีการคาดกันว่าอาจเป็นหิน เหล็ก น้ำแข็ง หรือไฮโดรเจนโลหะ^[3]^[4]^[5] แก่นดาวของดาวแก๊สยักษ์มีสัดส่วนที่เล็กกว่าสัดส่วนของแก่นดาวเคราะห์คล้ายโลก ถึงแม้ว่าแก่นดาวเหล่านั้นจะใหญ่กว่าโลกก็ตาม ดาวพฤหัสบดีมีแก่นดาวที่หนักกว่าโลก 10–30 เท่า^[5] และดาวเคราะห์นอกระบบ เอชดี 149026 บีอาจมีแก่นดาวขนาดใหญ่เป็น 100 เท่าของมวลโลก^[6]

การศึกษาแก่นดาวเป็นเรื่องที่ท้าทายมาก เพราะไม่สามารถที่จะขุดเจาะสำรวจหรือหาตัวอย่างได้เลย ทำให้จำเป็นต้องใช้เทคนิคทางเลือกอื่น ๆ อย่างวิทยาแผ่นดินไหว ฟิสิกส์แร่ พลศาสตร์ดาวเคราะห์มาเชื่อมโยงกันเพื่อให้นักวิทยาศาสตร์ทำความเข้าในเกี่ยวกับแก่นดาว

แก่นโลก

แก่นโลก เป็นชั้นที่ลึกที่สุดยู่ถัดเข้าไปจากเนื้อโลก สามารถแบ่งได้สองส่วนคือ

แก่นโลกชั้นนอก มีความหนาตั้งแต่ 2,900–5,100 กิโลเมตร นักธรณีวิทยาเชื่อกันว่าชั้นนี้ประกอบด้วยโลหะเหล็กและนิกเกิลเป็นส่วนใหญ่เป็นส่วนที่ทำให้เกิดสนามแม่เหล็กโลก โดยมีสถานะเป็นของเหลวหนืด และมีอุณหภูมิสูงมาก มีอุญหภูมิประมาณ 4,300–6,200 องศาเซลเซียส
แก่นโลกชั้นใน ส่วนประกอบของแก่นโลกชั้นในเหมือนกับของชั้นนอกแต่อยู่ในสถานะของแข็ง เนื่องจากมีความดันและอุณหภูมิสูงมาก โดยอาจสูงถึง 6,200–6,400 องศาเซลเซียส

อ้างอิง

↑ Solomon, S.C. (2007). "Hot News on Mercury's core". Science. 316 (5825): 702–3. doi:10.1126/science.1142328. PMID 17478710.
↑ Williams, Jean-Pierre; Nimmo, Francis (2004). "Thermal evolution of the Martian core: Implications for an early dynamo". Geology. 32 (2): 97–100. Bibcode:2004Geo....32...97W. doi:10.1130/g19975.1. S2CID 40968487.
↑ Pollack, James B.; Grossman, Allen S.; Moore, Ronald; Graboske, Harold C. Jr. (1977). "A Calculation of Saturn's Gravitational Contraction History". Icarus. Academic Press, Inc. 30 (1): 111–128. Bibcode:1977Icar...30..111P. doi:10.1016/0019-1035(77)90126-9.
↑ Fortney, Jonathan J.; Hubbard, William B. (2003). "Phase separation in giant planets: inhomogeneous evolution of Saturn". Icarus. 164 (1): 228–243. arXiv:astro-ph/0305031. Bibcode:2003Icar..164..228F. doi:10.1016/s0019-1035(03)00130-1.
↑ ^5.0 ^5.1 Stevenson, D. J. (1982). "Formation of the Giant Planets". Planet. Space Sci. Pergamon Press Ltd. 30 (8): 755–764. Bibcode:1982P&SS...30..755S. doi:10.1016/0032-0633(82)90108-8.
↑ Sato, Bun'ei; al., et (November 2005). "The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core". The Astrophysical Journal. 633 (1): 465–473. arXiv:astro-ph/0507009. Bibcode:2005ApJ...633..465S. doi:10.1086/449306.