Maankaltainen planeetta

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Aurinkokunnan maankaltaisten planeettojen kokovertailu. Vasemmalta: Merkurius, Venus, Maa, Mars.

Maankaltainen planeetta eli kiviplaneetta tai terrestrinen planeetta (engl. terrestrial planet) on Maan, Venuksen, Marsin ja Merkuriuksen tyyppinen planeetta, jolla on enimmäkseen raudasta ja jossain määrin myös muista metalleista muodostunut ydin, kiviaineksesta muodostunut sula vaippa sekä kiinteä kuori.

Suurin osa maankaltaisten planeettojen aineesta on yleensä silikaattikiveä. Maankaltaiset planeetat kiertävät melko lähellä Aurinkoa, meidän Aurinkokunnassamme alle kahden AU:n päässä siitä. Aurinkokuntamme neljästä maankaltaisesta planeetasta kolmella (Venus, Maa ja Mars) on kaasukehä. Venus ja Maa ovat lähes samankokoisia, kun taas Merkurius ja Mars ovat huomattavasti näitä kahta pienempiä. Maankaltaisten planeettojen lisäksi Aurinkokunnassamme on myös suurelta osin kaasusta muodostuvia jättiläisplaneettoja sekä jäisiä kuita.

Vaikka niin kutsuttuja supermaapalloja jo tunnetaankin, toistaiseksi varmoja havaintoja varsinaisista maankaltaisista planeetoista muissa aurinkokunnissa ei ole. Helmikuussa 2009 julkaistu CoRoT-Exo-7b on kuitenkin suurella todennäköisyydellä ensimmäinen tällainen. Havaintojen puuttuminen on kuitenkin ennen kaikkea tekninen ongelma: maankaltaisten planeettojen pieni massa ja läpimitta tekevät toistaiseksi niiden havaitsemisen liian vaikeaksi. Tilanteen voidaan odottaa muuttuvan uuden sukupolven etsintäteleskooppien myötä.

Onko olemassa hiilipitoisia maankaltaisia planeettoja?[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Hiiliplaneetta

Meidän tuntemamme maankaltaiset planeetat ovat silikaattipohjaisia. On teoreettisesti mahdollista, että olisi myös planeettoja, joiden maaperä muodostuisi hiilipohjaisista mineraaleista, kuten eräissä meteoriiteissa (nk. hiilikondriitit). Hiilipitoisia kappaleita esiintyy runsaasti asteroidivyöhykkeellä, mikä voidaan päätellä mm. tutkimalla asteroideista heijastunutta valoa sekä arvioimalla maahan syöksyneiden meteoriittien kiertoratoja. Hiilipitoisia planeettoja voisi kutsua myös karbidiplaneetoiksi tai peräti timanttiplaneetoiksi, sillä timanttikin on tietyllä tavoin kiteytynyttä hiiltä ja hyvin hiilipitoisen planeetan suurpaineiset sisäosat olisivat timanttia, jos planetan massa on kyllin suuri. Muilta osin hiili olisi enimmäkseen grafiittina. Myös hiiliplaneetan ytimenä olisi raskas rautaydin. Hiilen hapettumistaipumuksen vuoksi näillä planeetoilla ei luultavasti olisi happea yhtä runsaasti kuin silikaattiplaneetoilla.lähde?

Kiviplaneettojen säde-tiheys-laki[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kuun Vestan ja joidenkin kiviplaneettojen päiväntasaajasäteitä ja tiheyksiä.[1] [2] [3] [4] [5]

Taivaankappale Säde
km
Tiheys
kg/cm3
Rautaytimen
tilavuus-%
Rautaytimen
massa-%
Rautaytimen
säde
Vesta 286 3,46 ~110 km
Kuu 1 738 3,34 4 % 300 km
Merkurius 2 440 5,43 42 % 80 % 1 800 km, 75 %
Mars 3 397 3,93, 70 % Maa 9 % 1 500 km
Venus 6 052 5,20 12 % 2 490 km
Maa 6 378 5,51 16 % 3 420 km

Tyypillisesti planeetan ytimen tiheys on luokkaa 10 kg/dm3, ja planeetan pinta-aines noin 3 kg/dm3.

Aurinkokunnan muut kiviplaneetat paitsi Merkurius noudattavat tiheyslakia


\rho=2455+0,47R\,

Tässä R on planeetan säde kilometreinä, ja ρ planeetan tiheys g/cm3 eli kg/dm3. Tämän säännön mukaan Maa on Aurinkokunnan kiviplaneetoista tihein, koska se on myös suurin.[6] Merkuriuksen kokoonsa nähden suuren tiheyden arvellaan johtuvan siitä, että sen syntyvaiheessa suuri törmäys pyyhki siltä kivivaipan pois. Tällöin Merkurius olisi ollut alkujaan Marsin kokoinen.

Toisaalta maankaltaisen planeetan massan ja säteen välillä on suhde.[7]


R=aM^b\,

missä R on planeetan säde Maan säteinä, ja M massa Maan massoina. Suureet a ja b ovat vakioita. Planeetan säde kasvaa hieman hitaammin, kuin sen pysyminen saman tiheyksisinä lisättäessä massaa. Tämä johtuu siitä, että suuremmat planeetat puristuvat oman painonsa vaikutuksesta enemmän kokoon. Pienelle kuulle tai planeetalle, jonka massa on 0,01–1 Maan massaa, niin ylläolevassa skaalauslaissa a = 1 ja b = 0,306. Jos massa olisi Maan massaa suurempi, välillä 1–10 Maan massaa, niin likimain a = 1 ja b = 0,274.

Näiden relaatioiden avulla voidaan teoreettisesti arvioida tulevaisuudessa löydettävien Maan kokoluokkaa olevien tai suurempien eksoplaneettojen, supermaiden kokoja. Eräiden laskujen mukaan Maan tyyppisen kahden Maan massaisen planeetan säde on noin 7&nsbp;800 km ja kolmen Maan massaisen 8 600 km.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. http://classes.geology.uiuc.edu/05SprgClass/geo116/7-1.pdf
  2. Tieteen maailma, Aurinkokunta, sivu 31
  3. Tähtitieteen perusteet
  4. C. T. Russell et al.: Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm. Science, 2012, 336. vsk, nro 684, s. 684-. Artikkelin verkkoversio (PDF) Viitattu 16.3.2014. (englanniksi)
  5. C. A. Raymond et al.: The Crust and Mantle of Vesta’s Southern Hemisphere. EPSC Abstracts, 2013, 8. vsk. Artikkelin verkkoversio (PDF) Viitattu 16.3.2014. (englanniksi)
  6. www.ifa.hawaii.edu/users/lin/ast110-6/ast110-13.ppt
  7. http://www.cosis.net/abstracts/EPSC2006/00331/EPSC2006-A-00331.pdf?PHPSESSID=96a1f4da464ef2f549cbaee270ee62da

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]