Maan malli ytimellä. Maan ytimen lämpötila oli korkeampi kuin auringossa. Maankuoren koostumus ja rakenne

Sillä on erityinen koostumus, joka eroaa sen päällysteen koostumuksesta maankuorta. Tiedot vaipan kemiallisesta koostumuksesta saatiin syvimpien magmaisten kivien analyysien perusteella, jotka tulivat Maan ylähorisontteihin voimakkaiden tektonisten nousujen seurauksena vaippamateriaalin poistamisen seurauksena. Näitä kiviä ovat ultraemäksiset kivet - duniitit, vuoristojärjestelmissä esiintyvät peridotitit. Keskiosassa St. Paulin saarten kalliot Atlantin valtameri Kaikkien geologisten tietojen mukaan viitataan vaippamateriaaliin. Vaippamateriaalissa on myös Neuvostoliiton valtameritutkimusmatkojen pohjalta keräämiä kivikappaleita Intian valtameri Indian Ocean Ridgessä. Vaipan mineralogisen koostumuksen osalta tässä on odotettavissa merkittäviä muutoksia, alkaen ylemmistä horisonteista ja päättyen vaipan pohjaan paineen nousun vuoksi. Ylävaippa koostuu pääasiassa silikaateista (oliviinit, pyrokseenit, granaatit), jotka ovat stabiileja ja suhteellisen alhaisissa paineissa. Alempi vaippa koostuu tiheästi mineraaleista.

Vaipan yleisin komponentti on silikaattien koostumuksessa piioksidi. Mutta korkeissa paineissa piidioksidi voi muuttua tiheämmäksi polymorfiseksi modifikaatioksi - stishoviitiksi. Neuvostoliiton tutkija Stishov hankki tämän mineraalin ja nimesi hänen mukaansa. Jos tavallisen kvartsin tiheys on 2,533 r/cm 3, niin stisoviitin, joka on muodostettu kvartsista 150 000 baarin paineessa, tiheys on 4,25 g/cm 3 .

Lisäksi muiden yhdisteiden tiheämmät mineraalimodifikaatiot ovat todennäköisiä myös alemmalla vaipalla. Edellä olevan perusteella voidaan kohtuudella olettaa, että paineen noustessa tavalliset oliviinien ja pyrokseenien rauta-magnesiosilikaatit hajoavat oksideiksi, joiden tiheys on yksittäin suurempi kuin silikaateilla, jotka ovat stabiileja ylävaipassa.

Ylävaippa koostuu pääasiassa rauta-magnesiisilikaateista (oliviinit, pyrokseenit). Jotkut alumiinisilikaatit voivat muuttua täällä tiheämmiksi mineraaleiksi, kuten granaateiksi. Mantereiden ja valtamerten alla ylemmällä vaipalla on erilaisia ​​ominaisuuksia ja luultavasti erilainen koostumus. Voidaan vain olettaa, että mantereiden alueella vaippa on erilaistuneempi ja siinä on vähemmän SiO 2:ta tämän komponentin pitoisuuden vuoksi alumiinisilikaattikuoressa. Valtamerten alla vaippa on vähemmän erilaistuva. Ylävaipassa voi esiintyä tiheämpiä polymorfisia oliviinin muunnelmia, joilla on spinellirakenne jne..

Vaipan siirtymäkerrokselle on ominaista seismisten aallonopeuksien jatkuva kasvu syvyyden myötä, mikä osoittaa tiheämpien polymorfisten aineen muunnelmien ilmaantumista. Tässä ilmeisesti FeO-, MgO-, GaO-, Si02-oksidit esiintyvät wustiitin, periklaasin, kalkin ja stisoviitin muodossa. Niiden määrä kasvaa syvyyden myötä, kun taas tavallisten silikaattien määrä vähenee, ja alle 1000 km: n päässä ne muodostavat merkityksettömän osan.

Alempi vaippa 1000-2900 km syvyydessä koostuu lähes kokonaan tiheistä mineraalien - oksidien lajikkeista, mistä on osoituksena sen suuri tiheys välillä 4,08-5,7 g/cm 3 . Lisääntyneen paineen vaikutuksesta tiheät oksidit puristuvat kokoon, mikä lisää niiden tiheyttä entisestään. Rautapitoisuus todennäköisesti myös kasvaa alavaipassa.

Maan ydin. Kysymys planeettamme ytimen koostumuksesta ja fysikaalisesta luonteesta on yksi jännittävimmistä ja salaperäisimmistä geofysiikan ja geokemian ongelmista. Täysin samaa mieltä Viime aikoina tämän ongelman ratkaisemiseksi on saatu hieman valoa.

Maan laaja keskiydin, joka sijaitsee yli 2900 km syvemmällä sisäalueella, koostuu suuresta ulkoytimestä ja pienestä sisäytimestä. Seismisten tietojen mukaan ulkoytimellä on nesteen ominaisuuksia. Se ei lähetä poikittaisia ​​seismisä aaltoja. Koheesiovoimien puuttuminen ytimen ja alemman vaipan välillä, vaipan ja kuoren vuorovesien luonne, Maan pyörimisakselin liikkeen piirteet avaruudessa, seismisten aaltojen kulkemisen luonne yli 2900 km:n syvyydessä osoittavat että maan ulkoydin on nestemäistä.

Jotkut kirjoittajat olettivat, että kemiallisesti homogeenisen Maan mallin ytimen koostumus oli silikaattia, ja korkean paineen vaikutuksesta silikaatit siirtyivät "metallisoituneeseen" tilaan, jolloin ne saivat atomirakenteen, jossa ulkoiset elektronit ovat yleisiä. Yllä luetellut geofysikaaliset tiedot ovat kuitenkin ristiriidassa sen oletuksen kanssa, että maapallon ytimessä oleva silikaattimateriaali on "metallisoitunut". Erityisesti ytimen ja vaipan välisen koheesion puuttuminen ei voi olla yhteensopiva "metallisoidun" kiinteän ytimen kanssa, mikä oletettiin Lodochnikov-Ramsayn hypoteesissa. Erittäin tärkeää epäsuoraa tietoa maan ytimestä saatiin korkeapaineisissa silikaateilla tehdyissä kokeissa. Tässä tapauksessa paine saavutti 5 miljoonaa atm. Samaan aikaan Maan keskustassa paine on 3 miljoonaa atm ja ytimen rajalla - noin 1 miljoonaa atm. Siten kokeellisesti oli mahdollista estää paineet, jotka vallitsevat maan syvyyksissä. Tässä tapauksessa silikaateilla havaittiin vain lineaarinen puristus ilman hyppyä ja siirtymistä "metallisoituun" tilaan. Lisäksi korkeissa paineissa ja 2900-6370 km:n syvyyksissä silikaatit eivät voi olla nestemäisessä tilassa, kuten oksidit. Niiden sulamispiste kohoaa paineen noustessa.

Takana viime vuodet Erittäin korkeiden paineiden vaikutuksesta metallien sulamispisteeseen on saatu erittäin mielenkiintoisia tutkimustuloksia. Kävi ilmi, että monet metallit korkeissa paineissa (300 000 atm ja enemmän) menevät nestemäiseen tilaan suhteellisen alhaisissa lämpötiloissa. Joidenkin laskelmien mukaan nikkelin ja piin (76 % Fe, 10 % Ni, 14 % Si) seoksen sisältävän raudan seoksen 2900 km syvyydessä korkean paineen vaikutuksesta tulisi olla nestemäisessä tilassa jo n. lämpötila 1000 ° C. Mutta lämpötila näissä syvyyksissä mukaan kaikkein konservatiivisimpien arvioiden geofyysikot, sen pitäisi olla paljon korkeampi.

Siksi nykyaikaisten geofysiikan ja korkeapainefysiikan tietojen sekä kosmokemian tietojen valossa, jotka osoittavat raudan johtavan roolin avaruudessa esiintyvimpänä metallina, on syytä olettaa, että maapallon ydin koostuu pääasiassa nestemäisestä raudasta ja nikkelin seos. Amerikkalaisen geofyysikon F. Birchin laskelmat osoittivat kuitenkin, että maan ytimen tiheys on 10 % pienempi kuin rauta-nikkeliseoksen ytimessä vallitsevissa lämpötiloissa ja paineissa. Tästä seuraa, että maapallon metallisen ytimen täytyy sisältää merkittävä määrä (10-20 %) jonkinlaista keuhkoa. Kaikista kevyimmistä ja yleisimmistä alkuaineista pii (Si) ja rikki (S) ovat todennäköisimpiä | Jommankumman läsnäolo voi selittää maan ytimen havaitut fysikaaliset ominaisuudet. Siksi kysymys siitä, mikä on maapallon ytimen - piin tai rikin - seos, osoittautuu kiistanalaiseksi ja liittyy siihen, miten planeettamme muodostuu käytännössä.

A. Ridgwood vuonna 1958 oletti, että maapallon ydin sisältää piitä kevyenä alkuaineena, perustellen tätä oletusta sillä tosiasialla, että alkuainepiitä löytyy useiden painoprosenttien määrä joidenkin pelkistettyjen kondriittimeteoriittien (enstatiitti) metallifaasissa. Ei kuitenkaan ole muita argumentteja piin läsnäolon puolesta maan ytimessä.

Oletus, että maan ytimessä on rikkiä, johtuu sen jakautumisesta meteoriittien kondriittimateriaaliin ja Maan vaippaan. Näin ollen joidenkin haihtuvien alkuaineiden alkeisatomisuhteiden vertailu kuoren ja vaipan seoksessa ja kondriiteissa osoittaa terävän rikin puutteen. Vaipan ja kuoren materiaalissa rikkipitoisuus on kolme suuruusluokkaa pienempi kuin aurinkokunnan keskimääräisessä kondriiteiksi otetussa materiaalissa.

Mahdollisuus rikin häviämiseen primitiivisen Maan korkeissa lämpötiloissa on eliminoitu, koska muut haihtuvammat alkuaineet kuin rikki (esimerkiksi H2 H2O:n muodossa), joiden todetaan olevan paljon vähemmän puutteellisia, häviävät paljon suuremmalle. laajuus. Lisäksi kun aurinkokaasu jäähtyy, rikki sitoutuu kemiallisesti rautaan ja lakkaa olemasta haihtuva alkuaine.

Tässä suhteessa on täysin mahdollista, että suuria määriä rikkiä pääsee maan ytimeen. On huomattava, että muiden asioiden ollessa samat Fe-FeS-järjestelmän sulamispiste on paljon alhaisempi kuin raudan tai vaippasilikaatin sulamispiste. Joten 60 kbarin paineessa järjestelmän (eutektisen) Fe-FeS:n sulamislämpötila on 990 °C, kun taas puhtaan raudan - 1610 ° ja vaippapyroliitin - 1310. Siksi suoliston lämpötilan noustessa alunperin homogeenisesta maapallosta muodostuu ensin rikillä rikastettu rautasula, joka pienen viskositeetin ja suuren tiheytensä vuoksi valuu helposti planeetan keskiosiin muodostaen rauta-rikkipitoisen ytimen. Siten rikin läsnäolo nikkeli-rautaympäristössä toimii virtauksena, mikä alentaa sen sulamispistettä kokonaisuudessaan. Hypoteesi merkittävien määrien rikkipitoisuudesta maan ytimessä on erittäin houkutteleva, eikä se ole ristiriidassa kaikkien geokemian ja kosmokemian tunnettujen tietojen kanssa.

Täten, moderneja ideoita planeettamme sisätilojen luonteesta vastaavat kemiallisesti erilaistunutta maapalloa, joka osoittautui jakautuneen kahteen eri osaan: voimakkaaseen kiinteään silikaattioksidivaippaan ja nestemäiseen, enimmäkseen metalliseen ytimeen. Maankuori on kevyin ylempi kiinteä kuori, joka koostuu alumiinisilikaateista ja jolla on monimutkaisin rakenne.

Yhteenvetona edellä olevasta voimme tehdä seuraavat johtopäätökset.

1. Maapallolla on kerrostettu vyöhykerakenne. Se koostuu kahdesta kolmasosasta kiinteästä silikaattioksidikuoresta - vaipasta ja yhdestä kolmasosasta metallista nestemäistä ydintä.
2. Maan tärkeimmät ominaisuudet osoittavat, että ydin on nestemäisessä tilassa ja vain rauta yleisimmistä metalleista joidenkin kevyiden alkuaineiden (todennäköisimmin rikki) sekoituksella pystyy tarjoamaan nämä ominaisuudet.
3. Maan ylähorisontissa on epäsymmetrinen rakenne, joka peittää kuoren ja ylemmän vaipan. Ylävaipan sisällä oleva valtameren pallonpuolisko on vähemmän erilaistunut kuin vastakkainen mannermainen pallonpuolisko.

Minkä tahansa Maan alkuperän kosmogonisen teorian tehtävänä on selittää nämä sen sisäisen luonteen ja koostumuksen peruspiirteet.

Maa yhdessä muiden ruumiiden kanssa aurinkokunta muodostuu kylmästä kaasu- ja pölypilvestä sen ainesosien kertymisen kautta. Planeetan ilmestymisen jälkeen alkoi sen täysin uusi kehitysvaihe, jota tieteessä yleensä kutsutaan pregeologiseksi.
Jakson nimi johtuu siitä, että varhaisimmat todisteet menneistä prosesseista - magmaiset tai vulkaaniset kivet - ovat enintään 4 miljardia vuotta vanhoja. Vain tiedemiehet voivat nykyään tutkia niitä.
Maan kehityksen esigeologinen vaihe on edelleen täynnä monia mysteereitä. Se kattaa 0,9 miljardin vuoden ajanjakson, ja sille on ominaista laaja vulkanismin ilmentymä planeetalla kaasujen ja vesihöyryn vapautuessa. Juuri tähän aikaan alkoi maapallon kerrostumisprosessi pääkuoriksi - ytimeen, vaippaan, kuoreen ja ilmakehään. Oletetaan, että tämä prosessi johtui planeettamme voimakkaasta meteoriittipommituksesta ja sen yksittäisten osien sulamisesta.
Yksi maapallon historian tärkeimmistä tapahtumista oli sen sisäisen ytimen muodostuminen. Tämä tapahtui luultavasti planeetan esigeologisessa kehitysvaiheessa, jolloin kaikki aine jaettiin kahteen päägeosfääriin - ytimeen ja vaippaan.
Valitettavasti maan ytimen muodostumisesta ei ole vielä olemassa luotettavaa teoriaa, joka vahvistettaisiin vakavalla tieteellisellä tiedolla ja todisteilla. Miten maan ydin muodostui? Tähän kysymykseen tutkijat tarjoavat kaksi päähypoteesia.
Ensimmäisen version mukaan aine heti Maan muodostumisen jälkeen oli homogeeninen.
Se koostui kokonaan mikrohiukkasista, joita voidaan havaita nykyään meteoriiteissa. Mutta tietyn ajan kuluttua tämä alun perin homogeeninen massa jaettiin raskaaseen ytimeen, jossa kaikki rauta oli lasitettu, ja kevyempään silikaattivaippaan. Toisin sanoen sulan raudan pisarat ja sitä seuranneet raskaat kemialliset yhdisteet asettuivat planeettamme keskelle ja muodostivat sinne ytimen, joka on säilynyt suurelta osin sulana tähän päivään asti. Raskaiden alkuaineiden pyrkiessä Maan keskustaan, kevyet kuonat päinvastoin leijuivat ylös - planeetan ulompiin kerroksiin. Nykyään nämä kevyet alkuaineet muodostavat ylemmän vaipan ja maankuoren.
Miksi tällainen aineen erilaistuminen tapahtui? Uskotaan, että heti muodostumisprosessin päätyttyä maapallo alkoi lämmetä intensiivisesti pääasiassa hiukkasten painovoiman kertymisen prosessissa vapautuneen energian sekä radioaktiivisen hajoamisen energian vuoksi. yksittäisiä kemiallisia alkuaineita.
Planeetan lisälämmitys ja rauta-nikkeliseoksen muodostuminen, mikä sen merkittävän vuoksi tietty painovoima laskeutui vähitellen Maan keskustaan, myötävaikutti väitettyyn meteoriittipommitukseen.
Tämä hypoteesi kohtaa kuitenkin joitain vaikeuksia. Esimerkiksi ei ole täysin selvää, kuinka rauta-nikkeli-seos voi jopa nestemäisessä tilassa uppoaa yli tuhat kilometriä ja saavuttaa planeetan ytimen alueen.
Toisen hypoteesin mukaan Maan ydin muodostui rautameteoriiteista, jotka törmäsivät planeetan pintaan, ja myöhemmin se kasvoi kivimeteoriittien silikaattikuorella ja muodosti vaipan.

Tässä hypoteesissa on vakava virhe. Tässä tilanteessa ulkoavaruudessa rauta- ja kivimeteoriittien tulisi olla erikseen. Nykyaikaiset tutkimukset osoittavat, että rautameteoriitteja olisi voinut syntyä vain merkittävän paineen alaisena hajoaneen planeetan suolistossa eli aurinkokuntamme ja kaikkien planeettojen muodostumisen jälkeen.
Ensimmäinen versio näyttää loogisemmalta, koska se tarjoaa dynaamisen rajan Maan ytimen ja vaipan välille. Tämä tarkoittaa, että aineen erottamisprosessi niiden välillä voisi jatkua planeetalla hyvin pitkään, mikä vaikuttaa suuresti Maan jatkokehitykseen.
Jos siis otetaan perustana ensimmäinen hypoteesi planeetan ytimen muodostumisesta, aineen erilaistumisprosessi kesti noin 1,6 miljardia vuotta. Painovoiman erilaistumisesta ja radioaktiivisesta hajoamisesta johtuen aineen erottuminen varmistettiin.
Raskaat elementit upposivat vain syvyyteen, jonka alapuolella aine oli niin viskoosia, ettei rauta voinut enää upota. Tämän prosessin seurauksena muodostui erittäin tiheä ja raskas rengasmainen kerros sulaa rautaa ja sen oksideja. Se sijaitsi planeettamme alkuytimen kevyemmän aineen yläpuolella. Lisäksi Maan keskustasta puristettiin ulos kevyt silikaattiaine. Lisäksi se pakotettiin ulos päiväntasaajalla, mikä ehkä merkitsi planeetan epäsymmetrian alkua.
Oletetaan, että Maan rautaytimen muodostumisen aikana planeetan tilavuus väheni merkittävästi, minkä seurauksena sen pinta on pienentynyt tähän mennessä. Pintaan "pintautuneet" kevyet alkuaineet ja niiden yhdisteet muodostivat ohuen primäärikuoren, joka, kuten kaikki maanpäällisen ryhmän planeetat, koostui vulkaanisista basalteista, joita ylhäältä peitti sedimenttikerros.
Eläviä geologisia todisteita maan ytimen ja vaipan muodostumiseen liittyvistä menneistä prosesseista ei kuitenkaan ole mahdollista löytää. Kuten jo todettiin, maapallon vanhimmat kivet ovat noin 4 miljardia vuotta vanhoja. Todennäköisesti planeetan evoluution alussa korkeiden lämpötilojen ja paineiden vaikutuksesta primaariset basaltit muodostivat, sulaivat ja muuttuivat meille tuntemiksi graniitti-gneissikiviksi.
Mikä on planeettamme ydin, joka syntyi luultavasti Maan kehityksen varhaisessa vaiheessa? Se koostuu ulko- ja sisäkuorista. Tieteellisten oletusten mukaan 2900-5100 km syvyydessä on ulompi ydin, joka fyysiset ominaisuudet lähestyy nestettä.
Ulkoydin on sulan raudan ja nikkelin virta, joka on hyvä sähkönjohdin. Tiedemiehet yhdistävät maan alkuperän tähän ytimeen magneettikenttä. Maan keskustaan ​​jäävän 1 270 km:n etäisyyden täyttää sisäydin, josta 80 % on rautaa ja 20 % piidioksidia.
Sisäydin on kova ja korkea lämpötila. Jos ulompi on suoraan yhteydessä vaippaan, niin maan sisäydin on olemassa itsestään. Sen kovuuden korkeista lämpötiloista huolimatta varmistaa planeetan keskellä oleva jättimäinen paine, joka voi nousta 3 miljoonaan ilmakehään.
monet kemiallisia alkuaineita seurauksena ne siirtyvät metalliseen tilaan. Siksi on jopa ehdotettu, että maan sisäydin koostuu metallista vedystä.
Tiheällä sisäytimellä on vakava vaikutus planeettamme elämään. Siihen on keskittynyt planeetan gravitaatiokenttä, joka estää kevyiden kaasukuorten, Maan hydrosfäärin ja geosfäärin kerrosten hajoamisen.
Todennäköisesti tällainen kenttä on ollut tyypillinen ytimelle planeetan muodostumisesta lähtien, oli se sitten mikä tahansa sen kemiallinen koostumus ja rakenne. Se vaikutti muodostuneiden hiukkasten supistumiseen keskelle.
Siitä huolimatta ytimen alkuperä ja Maan sisäisen rakenteen tutkiminen on kaikkein tärkeintä todellinen ongelma tiedemiehille, jotka ovat tiiviisti mukana planeettamme geologisen historian tutkimuksessa. Lopullinen ratkaisu tähän kysymykseen on vielä hyvin kaukana. Erilaisten ristiriitojen välttämiseksi moderni tiede hypoteesi hyväksytään, että ytimen muodostumisprosessi alkoi tapahtua samanaikaisesti Maan muodostumisen kanssa.

Maan ytimessä on kaksi kerrosta, joiden välissä on rajavyöhyke: ytimen ulompi nestekuori saavuttaa 2266 kilometrin paksuuden, sen alla on massiivinen tiheä ydin, jonka halkaisija on arvioiden mukaan 1300 km. Siirtymävyöhykkeellä on epätasainen paksuus ja se kovettuu vähitellen siirtyen sisäytimeen. Ylemmän kerroksen pinnalla lämpötila on noin 5960 celsiusastetta, vaikka näitä tietoja pidetään likimääräisinä.

Ulkoytimen likimääräinen koostumus ja sen määritysmenetelmät

Maan ytimen edes ulkokerroksen koostumuksesta tiedetään hyvin vähän, koska näytteitä ei ole mahdollista saada tutkimukseen. Pääelementit, joista planeettamme ulkoydin voi koostua, ovat rauta ja nikkeli. Tutkijat tulivat tähän hypoteesiin meteoriittien koostumuksen analysoinnin seurauksena, koska ulkoavaruudesta vaeltajat ovat asteroidien ja muiden planeettojen ytimien fragmentteja.

Meteoriitteja ei kuitenkaan voida pitää kemialliselta koostumukseltaan täysin identtisinä, koska alkuperäiset kosmiset kappaleet olivat kooltaan paljon pienempiä kuin maa. Pitkän tutkimuksen jälkeen tutkijat tulivat siihen tulokseen, että ydinaineen nestemäinen osa on erittäin laimennettu muilla alkuaineilla, mukaan lukien rikillä. Tämä selittää sen pienemmän tiheyden kuin rauta-nikkeliseokset.

Mitä tapahtuu planeetan ytimen ulkoosassa?

Ytimen ulkopinta vaipan rajalla on epähomogeeninen. Tutkijat ehdottavat, että sillä on erilainen paksuus, mikä muodostaa eräänlaisen sisäisen helpotuksen. Tämä johtuu heterogeenisten syväaineiden jatkuvasta sekoittumisesta. Niiden kemiallinen koostumus on erilainen ja niillä on myös erilaiset tiheydet, joten ytimen ja vaipan välisen rajan paksuus voi vaihdella 150 - 350 km.

Menneiden vuosien fantasistit kuvasivat teoksissaan matkaa maan keskipisteeseen syvien luolien ja maanalaisten käytävien kautta. Onko se todella mahdollista? Valitettavasti ytimen pinnan paine ylittää 113 miljoonaa ilmakehää. Tämä tarkoittaa, että mikä tahansa luola "paiskautuisi" tiukasti jopa vaipan lähestymisvaiheessa. Tämä selittää, miksi planeetallamme ei ole edes 1 km syvempiä luolia.

Miten ytimen ulkokerrosta tutkitaan?

Tiedemiehet voivat arvioida, miltä ydin näyttää ja mistä se koostuu seuraamalla seismistä aktiivisuutta. Joten esimerkiksi havaittiin, että ulompi ja sisäkerros pyörivät eri suuntiin magneettikentän vaikutuksesta. Maan ytimessä on edelleen kymmeniä ratkaisemattomia mysteereitä ja se odottaa uusia perustavanlaatuisia löytöjä.

Puristamalla molempia aineita tiukasti timanteilla tutkijat pystyivät työntämään sulan raudan silikaatin läpi. "Tämä paine muuttaa merkittävästi raudan vuorovaikutusominaisuuksia silikaattien kanssa", Mao sanoo. - Korkeassa paineessa muodostuu "sulamisverkosto".

Tämä saattaa viitata siihen, että rauta liukasi vähitellen Maan kivien läpi miljoonien vuosien aikana, kunnes se saavutti ytimen.

Tässä vaiheessa saatat kysyä: mistä tiedämme ytimen koon? Miksi tiedemiehet uskovat sen alkavan 3000 kilometrin päästä? On vain yksi vastaus: seismologia.

Kun maanjäristys tapahtuu, se lähettää shokkiaaltoja ympäri planeettaa. Seismologit tallentavat nämä värähtelyt. Ikään kuin iskeisimme planeetan toiselle puolelle jättimäisellä vasaralla ja kuuntelemme melua toiselta puolelta.

"Chilessä tapahtui 1960-luvulla maanjäristys, joka antoi meille valtavan määrän tietoa", Redfern sanoo. "Kaikki seismiset asemat ympäri maata tallensivat tämän maanjäristyksen iskuja."

Näiden värähtelyjen reitistä riippuen ne kulkevat eri osien läpi maapalloa, ja tämä vaikuttaa siihen, millaista "ääntä" ne tuottavat toisessa päässä.

Seismologian historian alussa kävi ilmi, että joitain värähtelyjä puuttui. Näiden "S-aaltojen" odotettiin nähtävän maan toisessa päässä sen jälkeen, kun ne olivat peräisin yhdestä, mutta niitä ei tapahtunut. Syy tähän on yksinkertainen. S-aallot kaikuvat kiinteän materiaalin läpi eivätkä voi kulkea nesteen läpi.

Niiden on täytynyt osua johonkin sulaan maan keskelle. Kartoitettuaan S-aaltojen polut tutkijat tulivat siihen tulokseen, että noin 3000 kilometrin syvyydessä kivet muuttuvat nestemäisiksi. Tämä viittaa myös siihen, että koko ydin on sulanut. Mutta seismologeilla oli toinen yllätys tässä tarinassa.


1930-luvulla tanskalainen seismologi Inge Lehman havaitsi, että toinen aaltotyyppi, P-aallot, oli odottamatta kulkenut ytimen läpi ja löydetty planeetan toiselta puolelta. Heti seurasi oletus, että ydin oli jaettu kahteen kerrokseen. "Sisäinen" ydin, joka alkaa 5000 kilometriä alempana, oli kiinteä. Vain "ulompi" ydin on sulanut.

Lehmanin ajatus vahvistettiin vuonna 1970, kun herkemmät seismografit osoittivat, että P-aallot todellakin kulkevat ytimen läpi ja joissain tapauksissa pomppivat siitä pois tietyissä kulmissa. Ei ihme, että he päätyvät planeetan toiselle puolelle.

Shokkiaallot lähettävät maapallolle muutakin kuin maanjäristyksiä. Itse asiassa seismologit ovat paljon velkaa ydinaseiden kehittämiselle.

Ydinräjähdys synnyttää myös aaltoja maassa, joten osavaltiot kääntyvät seismologien puoleen saadakseen apua ydinasekokeissa. Kylmän sodan aikana tämä oli erittäin tärkeää, joten Lehmanin kaltaiset seismologit saivat paljon tukea.

Kilpailevat maat oppivat toistensa ydinvoimakapasiteetista, ja samalla opimme yhä enemmän maapallon ytimestä. Seismologiaa käytetään edelleen ydinräjähdysten havaitsemiseen.


Nyt voimme piirtää karkean kuvan Maan rakenteesta. Siellä on sula ulkoydin, joka alkaa noin puolivälistä planeetan keskustaa, ja sen sisällä on kiinteä sisäydin, jonka halkaisija on noin 1220 kilometriä.

Tästä ei ole vähemmän kysymyksiä, varsinkin sisäisen ytimen aiheesta. Esimerkiksi kuinka kuuma se on? Tämän selvittäminen ei ole ollut helppoa, ja tutkijat ovat jyrkänneet aivojaan pitkään, sanoo Lidunka Vokadlo University College Londonista Iso-Britanniasta. Emme voi laittaa lämpömittaria sinne, joten ainoa vaihtoehto on luoda oikea paine laboratoriossa.


Normaaleissa olosuhteissa rauta sulaa 1538 asteen lämpötilassa

Vuonna 2013 joukko ranskalaisia ​​tutkijoita tuotti tähän mennessä parhaan arvion. He altistivat puhtaan raudan paineelle, joka oli puolet ytimessä olevasta, ja aloittivat tästä. Puhtaan raudan sulamispiste ytimessä on noin 6230 astetta. Muiden materiaalien läsnäolo saattaa laskea sulamispistettä hieman, jopa 6000 astetta. Mutta se on silti lämpimämpää kuin Auringon pinnalla.

Koska maapallon ydin on eräänlainen paistettu peruna kuorissaan, se pysyy kuumana planeetan muodostumisesta jääneen lämmön ansiosta. Se myös erottaa lämpöä tiheiden materiaalien liikkeen synnyttämästä kitkasta sekä radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisesta. Se jäähtyy noin 100 celsiusastetta miljardissa vuodessa.

Tämä lämpötila on hyödyllistä tietää, koska se vaikuttaa nopeuteen, jolla värähtely kulkee ytimen läpi. Ja tämä on kätevää, koska näissä värähtelyissä on jotain outoa. P-aallot kulkevat yllättävän hitaasti sisäytimen läpi - hitaammin kuin jos se olisi valmistettu puhtaasta raudasta.

"Seismologien maanjäristyksissä mittaamat aallonnopeudet ovat paljon pienempiä kuin kokeelliset tai tietokonesimulaatiot osoittavat", Vocadlo sanoo. "Kukaan ei vielä tiedä miksi näin on."

On selvää, että raudan kanssa sekoitetaan toista materiaalia. Mahdollisesti nikkeliä. Mutta tutkijat laskivat, kuinka seismisten aaltojen tulisi kulkea rauta-nikkeliseoksen läpi, eivätkä pystyneet sovittamaan laskelmia havaintoihin.

Vocadlo ja hänen kollegansa harkitsevat parhaillaan muiden alkuaineiden, kuten rikin ja piin, läsnäoloa ytimessä. Toistaiseksi kukaan ei ole kyennyt keksimään teoriaa sisäisen ytimen koostumuksesta, joka tyydyttäisi kaikkia. Cinderellan ongelma: Kenkä ei sovi kenellekään. Vocadlo yrittää kokeilla tietokoneen sisäytimen materiaaleja. Hän toivoo löytävänsä materiaalien, lämpötilojen ja paineiden yhdistelmän, joka hidastaa seismiset aallot juuri oikealla määrällä.


Hän sanoo, että salaisuus voi olla siinä, että sisäydin on melkein sulamispisteessään. Tämän seurauksena materiaalin tarkat ominaisuudet voivat poiketa täysin kiinteän aineen ominaisuuksista. Se voi myös selittää, miksi seismiset aallot kulkevat odotettua hitaammin.

"Jos tämä vaikutus on todellinen, voisimme sovittaa mineraalifysiikan tulokset seismologian tuloksiin", Vocadlo sanoo. "Ihmiset eivät voi tehdä sitä vielä."

Maan ytimeen liittyy edelleen monia mysteereitä, joita ei ole vielä ratkaistu. Mutta koska tiedemiehet eivät pysty sukeltamaan näihin käsittämättömiin syvyyksiin, he saavat selville, mikä on tuhansia kilometrejä allamme. Maan sisäosien piiloprosessit ovat erittäin tärkeitä tutkittavaksi. Maapallolla on voimakas magneettikenttä, joka syntyy osittain sulan ytimen takia. Syntyy sulan ytimen jatkuva liike sähköä planeetan sisällä, ja se puolestaan ​​tuottaa magneettikentän, joka menee kauas avaruuteen.

Tämä magneettikenttä suojaa meitä haitallisilta auringon säteilyltä. Jos maan ydin ei olisi sellainen kuin se on, magneettikenttää ei olisi, ja kärsisimme tästä vakavasti. On epätodennäköistä, että kukaan meistä pystyy näkemään ytimen omin silmin, mutta on hyvä vain tietää, että se on siellä.

Syvyys - 2900 km. Pallon keskisäde on 3500 km. Se on jaettu kiinteään sisäytimeen, jonka säde on noin 1300 km, ja nestemäiseen ulkoytimeen, jonka paksuus on noin 2200 km, joiden välillä erotetaan joskus siirtymävyöhyke. Lämpötila Maan kiinteän ytimen pinnalla saavuttaa oletettavasti 6230 ± 500 (5960 ± 500 °C), ytimen keskellä tiheys voi olla noin 12,5 t / m³, paine jopa 3,7 miljoonaa atm ( 375 GPa). Ytimen massa on 1,932⋅10 24 kg.

Ytimestä tiedetään hyvin vähän - kaikki tiedot saatiin epäsuorilla geofysikaalisilla tai geokemiallisilla menetelmillä. Näytteitä ydinmateriaalista ei ole vielä saatavilla.

Opiskelun historia