Προβολή πηγαίου κώδικα για τη σελίδα Πλανητικός πυρήνας

[[Image:Terrestial Planets internal gr.jpg|thumb|Η εσωτερική δομή των εσωτερικών πλανητών.]]
[[File:Gas Giant Interiors.jpg|thumb|280px|Η εσωτερική δομή των εξωτερικών πλανητών.]]

Ο '''πλανητικός πυρήνας''' αποτελείται από το ενδότατο στρώμα (ή στρώματα) ενός [[Πλανήτης|πλανήτη]] που μπορεί να αποτελείται από στερεά και υγρά στρώματα.<ref name="sci.1112328">{{cite journal |last=Solomon |first=S.C. |title=Hot News on Mercury's core |journal=Science |pages=702–3 |date=2007 |volume=316 |issue=5825 |doi=10.1126/science.1142328 |pmid=17478710 }} {{subscription required|date=May2012}}</ref> Επιπλέον, οι πλανητικοί πυρήνες θεωρούνται οι περιοχές ενός πλανήτη όπου αναπτύσσονται οι πιο ακραίες συνθήκες θερμοκρασίας και πίεσης. Οι πυρήνες συγκεκριμένων πλανητών ή και δορυφόρων τους, μπορεί να είναι εντελώς στερεοί ή εντελώς υγροί.<ref name="Williams and Nimmo 2004">{{cite journal |last=Williams |first=Jean-Pierre |last2=Nimmo |first2=Francis |title=Thermal evolution of the Martian core: Implications for an early dynamo |journal=Geology |pages=97–100 |date=2004 |volume=32 |issue=2 |doi=10.1130/g19975.1|bibcode = 2004Geo....32...97W }}</ref> Για παράδειγμα, ο Γανυμήδης υποθέτουμε πως έχει ρευστό μεταλλικό πυρήνα, πράγμα που φαίνεται από το γεγονός ότι ο Γανυμήδης είναι ο μόνος δορυφόρος για τον οποίο γνωρίζουμε ότι αναπτύσσει μαγνητικό πεδίο. Στο [[ηλιακό σύστημα]] το μέγεθος του πυρήνα μπορεί να κυμαίνεται από περίπου 20% ([[Σελήνη]]) έως 85% της ακτίνας ενός πλανήτη ([[Ερμής (πλανήτης)|Ερμής]]).

Οι [[Αέριος γίγαντας|αέριοι γίγαντες]] έχουν επίσης πυρήνες, αν και η σύνθεση αυτών είναι ακόμα θέμα συζήτησης. Η πιθανή σύσταση ποικίλλει ανάμεσα από τον σίδηρο (Fe) και το νικέλιο (Ni) αν ο πλανήτης διαθέτει μεταλλικό πυρήνα, τον πάγο ή σε ρευστό [[μεταλλικό υδρογόνο]].<ref name="Pollack, et al. 1977">{{cite journal |last=Pollack |first=James B. |last2=Grossman |first2=Allen S. |last3=Moore |first3=Ronald |last4=Graboske |first4=Harold C. Jr. |title=A Calculation of Saturn’s Gravitational Contraction History |journal=Icarus |publisher=Academic Press, Inc |date=1977 |volume=30 |pages=111–128 |doi=10.1016/0019-1035(77)90126-9 |bibcode=1977Icar...30..111P}}</ref><ref name="Fortney and Hubbard 2003">{{cite journal |last=Fortney |first=Jonathan J. |last2=Hubbard |first2=William B. |title=Phase separation in giant planets: inhomogeneous evolution of Saturn |journal=Icarus |publisher=Academic Press |volume=164 |date=2003 |pages=228–243 |doi=10.1016/s0019-1035(03)00130-1|arxiv = astro-ph/0305031 |bibcode = 2003Icar..164..228F }}</ref><ref name="Stevenson 1982">{{cite journal |last=Stevenson |first=D. J. |title=Formation of the Giant Planets |url=https://archive.org/details/sim_planetary-and-space-science_1982_30_8/page/755 |journal=Planet. Space Sci. |publisher=Pergamon Press Ltd. |volume=30 |issue=8 |date=1982 |pages=755–764 |doi=10.1016/0032-0633(82)90108-8|bibcode = 1982P&SS...30..755S }}</ref> Οι πυρήνες των αέριων γιγάντων είναι αναλογικά πολύ μικρότεροι από εκείνους των γήινων πλανητών, αν και παρ 'όλα αυτά οι δικοί τους μπορεί να είναι ιδιαίτερα μεγαλύτεροι από της Γης· ο [[Δίας (πλανήτης)|Δίας]] έχει έναν 10-30 φορές βαρύτερο από τη Γη<ref name="Stevenson 1982" /> και ο [[εξωπλανήτης]] [[HD149026 b]] έχει πυρήνα 67 φορές τη [[μάζα της Γης]].<ref name="Sato, et al. 2005">{{cite journal |last=Sato |first=Bun'ei |last2=al. |first2=et |title=The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core |journal=The Astrophysical Journal |publisher=The American Astronomical Society |volume=633 |date=November 2005 |pages=465–473 |doi=10.1086/449306 |bibcode=2005ApJ...633..465S|arxiv = astro-ph/0507009 }}</ref>

==Παραπομπές==
<references />

{{επέκταση}}

[[Κατηγορία:Πλανητική γεωλογία]]