ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦਾ ਭਿੰਨਤਾ

ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦਾ ਭਿੰਨਤਾ

We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

by UF Cb oq Hn tY Dn hK UA RL JY sN KS Ty rW kj ry yS uq li

ਮੈਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਵੱਖਰੇਵੇਂ 'ਤੇ ਇਕ ਲੇਖ ਪੜ੍ਹ ਰਿਹਾ ਸੀ, ਅਤੇ ਜ਼ਾਹਰ ਹੈ ਕਿ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਉਤਪਾਦਨ ਇਕ ਵੱਡੀ ਭੂਮਿਕਾ ਅਦਾ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਇੱਥੇ ਵਰਣਿਤ ਗਰਮੀ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਸਰੋਤ ਹਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸਮੁੰਦਰੀ ਗਰਮੀ, ਰੇਡੀਓਜਨਿਕ ਗਰਮੀ, ਆਦਿ. ਜੋ ਮੈਂ ਨਹੀਂ ਸਮਝ ਸਕਦਾ ਸੀ ਪਰ ਰਸਾਇਣਕ ਪੱਧਰ 'ਤੇ, ਇਸ ਨੂੰ ਕਿਵੇਂ ਗਰਮ ਕਰਦਾ ਹੈ ਇੱਕ ਸਿਸਟਮ ਨੂੰ "heterogenize". ਤਰਕ ਨਾਲ, ਕੀ ਗਤੀਆਤਮਕ ofਰਜਾ ਦੇ ਵਾਧੇ ਦਾ ਇਹ ਮਤਲਬ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ ਕਿ ਅਣੂ ਵਧੇਰੇ ਹਿੰਸਕ bੰਗ ਨਾਲ ਟੁੱਟ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਇਸ ਲਈ ਵਧੇਰੇ ਮਿਸ਼ਰਤ ਹੋ ਜਾਂਦੇ ਹਨ?

ਜਾਂ ਕੀ ਇਸ 'ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ' ਕਹਾਣੀ ਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਗਰਮੀ ਅਸਲ ਵਿਚ ਗ੍ਰਹਿ ਤੋਂ ਬਚ ਰਹੀ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਗਤੀਆਤਮਕ energyਰਜਾ ਖਤਮ ਹੋ ਗਈ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਗ੍ਰਹਿ ਅਸਲ ਵਿਚ ਠੰਡਾ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ?

ਸਰੋਤ: http://geology.isu.edu/wapi/Geo_Pgt/Mod03_PlanetaryEvo/mod3_pt1.htm


ਤੁਹਾਡੀ ਦਲੀਲ (ਵੱਡਾ ਤਾਪਮਾਨ ਵਧੇਰੇ ਮਿਲਾਉਣ ਵੱਲ ਖੜਦਾ ਹੈ) ਇੰਨਾ ਚਿਰ ਸਹੀ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਸਿਸਟਮ ਤੇ ਕੋਈ ਹੋਰ ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ ਦੀਆਂ ਸ਼ਕਤੀਆਂ ਕੰਮ ਨਹੀਂ ਕਰਦੀਆਂ. ਇਹ ਗ੍ਰਹਿ ਨਿਰਮਾਣ ਵਿੱਚ ਸਹੀ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਗ੍ਰੈਵਿਟੀ ਬਹੁਤ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਭੂਮਿਕਾ ਅਦਾ ਕਰਦੀ ਹੈ.

ਮੈਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਦਾ ਮਾਹਰ ਨਹੀਂ ਹਾਂ, ਪਰ ਮੈਂ ਸੋਚਦਾ ਹਾਂ ਕਿ ਦਲੀਲ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਹੈ: ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਪ੍ਰੋਟੈਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਪਦਾਰਥਾਂ ਤੋਂ ਬਣਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਬਹੁਤ ਹੀ ਇਕੋ ਜਿਹਾ ਸ਼ੁਰੂ ਹੋਵੇਗਾ, ਇਕ ਗ੍ਰਹਿ ਵਰਗਾ ਕੁਝ, ਸਿਰਫ ਚੱਟਾਨ ਅਤੇ ਧਾਤ ਦੇ ਸਾਰੇ ਰਸਤੇ. ਜੇ ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿ ਵਿਚ ਕਾਫ਼ੀ ਗਰਮ ਹੈ, ਤਾਂ ਕੁਝ ਸਮੱਗਰੀ ਪਿਘਲ ਜਾਵੇਗੀ. ਖੁਸ਼ਹਾਲੀ (ਗੰਭੀਰਤਾ ਕਾਰਨ) ਗ੍ਰਹਿ ਵਿਚ ਹਲਕੇ ਪਦਾਰਥ ਨੂੰ "ਉੱਚਾ" ਚਲਾਏਗੀ, ਕੋਰ ਤੋਂ ਦੂਰ. ਜਿੰਨੀ ਗਰਮੀ ਤੁਸੀਂ ਜਿਆਦਾ ਪਿਘਲਦੇ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹੋ ਅਤੇ ਵਧੇਰੇ ਸਮਗਰੀ ਘਣਤਾ ਨਾਲ ਵੱਖ ਹੋਣਾ ਸ਼ੁਰੂ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ.

ਬੇਸ਼ਕ, ਕਹਾਣੀ ਵਿਚ ਹੋਰ ਵੀ ਬਹੁਤ ਕੁਝ ਹੈ. ਤਰਲ ਪਦਾਰਥ ਹਾਈਡ੍ਰੋਡਾਇਨੇਮਿਕਸ ਦੇ ਨਿਯਮਾਂ ਦੀ ਪਾਲਣਾ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਇਸ ਲਈ ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ 'ਤੇ ਜਮਾਂਦਰੂ ਵਹਾਅ ਕੁਝ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਬਣ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਖੇਤਰਾਂ ਨੂੰ ਕਾਫ਼ੀ ਵਧੀਆ ingੰਗ ਨਾਲ ਮਿਲਾਉਂਦੇ ਹਨ. ਗ੍ਰਹਿ ਘੁੰਮਣ ਨਾਲ ਸੈਂਟਰਿਫਿalਗਲ ਅਤੇ ਕੋਰਿਓਲਿਸ ਬਲ ਸ਼ਾਮਲ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਭੂਮੱਧ ਵੱਲ ਵਧੇਰੇ ਸਮਗਰੀ ਨੂੰ ਖਿੱਚਦੇ ਹਨ. ਕਿਸੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਸਤਹ ਪੁਲਾੜ ਦੇ ਸੰਪਰਕ ਵਿੱਚ ਆਉਂਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮੀ ਦਾ ਚਾਨਣ ਪਾ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਠੰingੇ ਹੋਣ ਤੱਕ (ਧਰਤੀ ਦੇ ਛਾਲੇ ਵਾਂਗ). ਜੇ ਕੋਰ ਚੁੰਬਕੀ ਅਤੇ ਘੁੰਮ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀਆਂ ਧਾਤਾਂ ਨੂੰ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੁਆਰਾ ਧੱਕਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ.

ਇਹ ਸਭ ਸਿਰਫ ਇਹ ਕਹਿਣਾ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਨਿਰਮਾਣ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਮੁਕਾਬਲਾਤਮਕ ਤਾਕਤਾਂ ਦਾ ਸੰਤੁਲਨ ਕਾਰਜ ਹੈ. ਇਹ ਤਾਕਤਾਂ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੀਆਂ ਕਿਸਮਾਂ ਦੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਨੂੰ ਵੱਖ ਕਰ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ (ਜਾਂ ਨਹੀਂ!), ਪਰ ਪਹਿਲਾਂ (ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਲਈ) ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹੀਟਿੰਗ ਦੁਆਰਾ ਮੁਕਤ ਕਰਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ.


ਮੁੱਦਾ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਉਹ ਪਦਾਰਥ ਜੋ ਧਰਤੀ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ / ਗ੍ਰਹਿ / ਗ੍ਰਹਿ / ਆਦਿ ਨੂੰ ਮੰਨਦਾ ਹੈ. ਗ੍ਰਹਿਣ ਕਰਨਾ ਵੱਖਰਾ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਪਦਾਰਥ ਇਕ ਦੂਜੇ ਤੋਂ ਲੰਘ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਤਰਲ ਵਾਂਗ ਵਿਵਹਾਰ ਕਰਨ ਲਈ ਇਸ ਨੂੰ ਇਕਾਈ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸੇ (ਜਾਂ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸੇ ਦਾ ਕੁਝ ਹਿੱਸਾ ਜੇ ਇਹ ਸਿਰਫ ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਵੱਖਰਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ) ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਠੋਸ ਦੀ ਵੱਡੀ ਮਾਤਰਾ ਬਹੁਤ ਲੰਬੇ ਅਰਸੇ ਦੌਰਾਨ ਤਰਲਾਂ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਵਿਵਹਾਰ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਧਰਤੀ ਦਾ ਪਰਛਾਵਾ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਇਹ ਵਹਾਅ ਬਹੁਤ ਹੌਲੀ ਹੈ, ਯਾਨੀ, ਜਦੋਂ ਇੱਕ ਤਰਲ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਵੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਹ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਲੇਸਦਾਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਗਰਮ ਕਰਨ ਨਾਲ ਇਹ ਤੇਜ਼ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਦੇ ਪਰਬੰਧ ਵਿਚਲੇ ਮਾਮਲੇ, ਜੋ ਕਿ ਸਿਰਫ ਥੋੜ੍ਹਾ ਜਿਹਾ ਪਿਘਲਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਵੇਲੇ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੰਕੁਚਨ ਧਾਰਾਵਾਂ ਵਿਚ ਉਪਰਲੇ ਅਤੇ ਨੀਵੇਂ ਪਰਦੇ ਵਿਚ ਜਾਣ ਲਈ ਲੱਖਾਂ ਸਾਲ ਲੱਗਦੇ ਹਨ. ਜੇ ਮੇਂਟਲ ਵਧੇਰੇ ਠੰਡਾ ਹੁੰਦਾ, ਤਾਂ ਇਹ ਪ੍ਰਵਾਹ ਅਰਬਾਂ ਜਾਂ ਖਰਬਾਂ ਸਾਲਾਂ ਦਾ ਸਮਾਂ ਲੈ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਜੇ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਨਹੀਂ, ਅਰਥਾਤ ਇਹ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਕਦੇ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ, ਅਤੇ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਕੋਈ ਭਿੰਨਤਾ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੀ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਇਸ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਦਾਇਰੇ ਵਿਚ, ਇਕ ਵਸਤੂ ਨੂੰ ਵੱਖ ਕਰਨ ਲਈ ਗਰਮੀ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. (ਯਾਦ ਰੱਖੋ ਕਿ ਧਰਤੀ ਦੇ ਅਸਲ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਲੱਖਾਂ ਸਾਲ ਵੀ ਨਹੀਂ ਲੱਗਣੇ ਸਨ, ਕਿਉਂਕਿ ਉਸ ਸਮੇਂ ਧਰਤੀ ਦਾ ਅੰਦਰਲਾ ਹਿੱਸਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਗਰਮ ਹੋ ਸਕਦਾ ਸੀ.)

ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਕ ਵਾਰ ਸਰੀਰ ਦੇ ਅੰਦਰਲੇ ਹਿੱਸੇ ਵਿਚਲੇ ਸਾਰੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹਿੱਸਿਆਂ (ਆਈਸ, ਸਿਲੀਕੇਟ, ਧਾਤ, ਆਦਿ) ਲਈ ਇਕ ਤਰਲ ਵਿਚ ਪਿਘਲ ਜਾਣ ਲਈ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਗਰਮ ਹੋ ਜਾਣ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਤੁਸੀਂ ਸਹੀ ਕਹਿੰਦੇ ਹੋ ਕਿ ਹੋਰ ਗਰਮੀ ਵੱਖਰੇਪਣ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਸਿਰਫ ਗੜਬੜ ਪੈਦਾ ਕਰਕੇ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਕੰਨਵੇਕਸ਼ਨ ਸੈੱਲ ਸਾਡੇ ਮੰਡਲ ਵਿਚ ਕੰਮ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਾਂ ਵੱਖ ਵੱਖ ਪਰਤਾਂ ਇਕ ਦੂਜੇ ਵਿਚ ਘੁਲਣਸ਼ੀਲ ਬਣਨ ਦੇ ਕਾਰਨ. ਇਸੇ ਲਈ ਇਹ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੂਰਜ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਇਕਸਾਰ ਬਣਤਰ ਵਿਚ ਇਕੋ ਜਿਹਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ: ਸੂਰਜ ਵਿਚ ਸ਼ਾਇਦ ~ 500 ਗੁਣਾ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਭਾਰੀ ਤੱਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜਿੰਨੇ ਕਿ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਇਸ ਦੇ ਅੰਦਰ ਇਕੱਠਿਆਂ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਕੋਈ ਵੀ ਇਸ ਸਾਰੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਮੁੱ at ਤੇ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਠੋਸ ਜਾਂ ਤਰਲ ਕੋਰ ਵਿੱਚ ਡੁੱਬਣ ਦੀ ਕਲਪਨਾ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਸੂਰਜ ਦਾ ਅਧਾਰ ਇੰਨਾ ਗਰਮ ਹੈ ਕਿ ਕੋਈ ਵੀ ਅਜਿਹਾ ਠੋਸ ਕੋਰ ਆਸ ਪਾਸ ਦੇ ਪਲਾਜ਼ਮਾ ਵਿੱਚ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਉਬਾਲੇਗਾ (ਅਤੇ "ਭੰਗ"), ਗਰਮੀ ਕਾਫ਼ੀ ਹਫੜਾ-ਦਫੜੀ ਪੈਦਾ ਕਰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਕਿਸੇ ਵੀ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਸੈਟਲਿੰਗ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦਾ ਮੁਕਾਬਲਾ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਨਾਲ ਭਾਰੀ ਪਰਮਾਣੂ ਪਹਿਲੇ ਸਥਾਨ 'ਤੇ ਡੁੱਬਣਗੇ.

* ਛੋਟੇ ਆਬਜੈਕਟ ਵਿਚ ਇਕਸਾਰ ਹੋਣ ਦਾ ਕਾਰਨ ਠੋਸ ਬਾਹਰ ਆਉਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਨੀਬੂਲਾ ਵਿਚ ਦਬਾਅ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਕਿਸੇ ਵੀ ਤਰਲ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਸਥਿਰ ਰਹਿਣ ਲਈ (ਜਾਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਕੋਈ ਵੀ ਆਮ ਚੀਜ਼ ਅਸਲ ਵਿਚ ਇਕ ਬੂੰਦ ਵਿਚ ਇਕੱਤਰ ਹੋਣ ਲਈ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੀ. ), ਇਸ ਲਈ ਹਰ ਚੀਜ਼ ਜਾਂ ਤਾਂ ਠੋਸ ਹੈ ਜਾਂ ਗੈਸ (ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਫੈਲਣ ਵਾਲੀ ਗੈਸ) ਹੈ ਜਦ ਤਕ ਇਹ ਕਿਸੇ ਸਰੀਰ ਵਿਚ ਪ੍ਰਵੇਸ਼ ਨਹੀਂ ਕਰ ਲੈਂਦਾ ਜਿੱਥੇ ਉਪਰਲੇ ਪਦਾਰਥ ਦੇ ਭਾਰ ਕਾਰਨ ਪੈਦਾ ਹੋਇਆ ਦਬਾਅ ਇਸਦੇ ਤਰਲ ਅਵਸਥਾ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਦਬਾਅ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਅਕਸਰ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਦਬਾਅ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ, ਪਰ ਇਕ ਵਾਰ ਵੀ ਜਦੋਂ ਇਹ ਦਬਾਅ ਪੂਰਾ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਸ ਤਰਲ ਅਵਸਥਾ ਤਕ ਪਹੁੰਚਣ ਲਈ ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ ਗਰਮ ਕਰਨਾ ਪਏਗਾ, ਕਿਉਂਕਿ ਚੀਜ਼ਾਂ ਆਮ ਤੌਰ' ਤੇ ਨੇੜੇ ਦੇ ਖਲਾਅ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਜਮ੍ਹਾ ਹੋਣ ਲਈ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਤੀਹਰੇ ਬਿੰਦੂ ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਠੰ beੇ ਹੋਣ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਠੋਸ ਧੂੜ ਦੇ ਦਾਣਿਆਂ ਨੂੰ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਇਕ ਪ੍ਰੋਟੋ-ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿਣਸ਼ੀਲ ਨੀਬੂਲਾ ਜੋ ਕਿ ਵੱਡੇ ਆਬਜੈਕਟ ਵਿਚ ਪ੍ਰਵੇਸ਼ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ.

ਇਸ ਨਿਯਮ ਦਾ ਅਪਵਾਦ ਗੈਸ ਦੈਂਤ ਅਤੇ ਤਾਰੇ ਹਨ. ਇੱਕ ਵਾਰ ਕਾਫ਼ੀ ਮਾਤਰਾ ਇੱਕ ਛੋਟੀ ਜਿਹੀ ਖੰਡ ਵਿੱਚ ਇਕੱਠੀ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਸ ਦੀ ਗੰਭੀਰਤਾ ਗੈਸ ਨੂੰ ਨਿਹੰਗ ਵਿੱਚੋਂ ਬਾਹਰ ਕੱ pullਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਗੈਸ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਇਕ ਤਰਲ ਪਦਾਰਥ ਵਜੋਂ ਸ਼ੁਰੂ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਜਿਆਦਾਤਰ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਅਤੇ ਹੀਲੀਅਮ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਤੱਤਾਂ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਕਾਰਨ, ਇਸ ਨੂੰ ਯਥਾਰਥਵਾਦੀ ਤਾਪਮਾਨ ਅਤੇ ਦਬਾਅ ਅਧੀਨ ਠੋਸ ਬਣਨ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਜੋ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਦੌਰਾਨ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਹੀਟਿੰਗ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਗੈਸ ਵਧਾਉਣ ਨਾਲ ਜਾਰੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਵਾਧੂ ਗਰਮੀ) ਠੋਸ ਭਾਰ ਵਾਲੇ ਤੱਤ ਦਾ ਇੱਕ ਅਚਾਨਕ ਅਧਾਰ ਪਿਘਲ ਸਕਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਵੱਖਰਾ ਕਰਨ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਵਧੇਰੇ ਗਰਮੀ ਸਿਰਫ ਇੱਕ ਗੈਸ ਵਿਸ਼ਾਲ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸੇ ਨੂੰ ਘੱਟ ਭਿੰਨ ਬਣਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. (ਯਾਦ ਰੱਖੋ ਕਿ ਹਾਲਾਂਕਿ, ਗੈਸ ਦੈਂਤ ਦੇ ਕੋਰ ਸ਼ਾਇਦ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਕੈਲਵਿਨ ਦੇ 10s ਹਨ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅਜੇ ਵੀ ਠੋਸ ਭਾਗ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ ਜਾਂ ਉੱਚ ਦਬਾਅ ਕਾਰਨ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਠੋਸ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ ਤਾਂ ਜੋ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਪਿਘਲਣ ਲਈ ਹੋਰ ਤਾਪਮਾਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਪਵੇ)

** ਹਾਲਾਂਕਿ ਪਰਤਾਂ ਜਿਹੜੀਆਂ ਇਕ ਦੂਜੇ ਵਿਚ ਘੁਲਣਸ਼ੀਲ ਹਨ ਕਿਸੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਤਾਰਾ-ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਜੀਵਨ ਕਾਲ ਤੋਂ ਵੱਖ ਹੋ ਜਾਣ 'ਤੇ ਅਸਲ ਵਿਚ ਇਕ ਦੂਜੇ ਵਿਚ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਘੁਲਣ ਵਿਚ ਲੱਗ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ, ਕਿਉਂਕਿ ਥਰਮਲ ਕੰਨਵੇਸ਼ਨ ਘਣਤਾ-ਅਧਾਰਤ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸ ਲਈ ਆਮ ਤੌਰ' ਤੇ ਤਿੱਖੀ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਨੂੰ ਪਾਰ ਨਹੀਂ ਕਰਦੀਆਂ. ਘਣਤਾ ਵਿਚ *** ਅਤੇ ਵਰਗ-ਘਣ ਕਾਨੂੰਨ https://iopsज्ञान.iop.org/article/10.1088/0004-637X/803/1/32/pdf ਦੇ ਕਾਰਨ ਇੰਨੀ ਵੱਡੀ ਚੀਜ ਨਾਲ ਫੈਲਣਾ ਬਹੁਤ ਲੰਮਾ ਸਮਾਂ ਲੈ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਗੈਸ ਦੈਂਤਾਂ ਲਈ relevantੁਕਵਾਂ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਜੇ ਨਹੀਂ ਤਾਂ ਬਹੁਤੇ ਧਰਤੀ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਸ਼ੁਰੂ ਹੋਏ ਜੋ ਉਨ੍ਹਾਂ ਤੇ ਗੈਸ ਨੂੰ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਕੱ pullਣ ਲਈ ਇੰਨੇ ਵੱਡੇ ਹੋ ਗਏ.

*** ਉਦਾਹਰਣ ਵਜੋਂ, ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਧਰਤੀ ਦਾ ਬਾਹਰੀ ਕੋਰ ਨੀਚੇ ਤੰਦ ਨਾਲੋਂ ਦੁਗਣਾ ਸੰਘਣਾ ਹੈ. ਦੋਵਾਂ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਮਿਲਾਉਣ ਲਈ ਥਰਮਲ ਸੰਚਾਰ ਲਈ, ਬਾਹਰੀ ਕੋਰ ਦੀ ਸਤਹ ਦੇ ਕੁਝ ਹਿੱਸੇ ਸਿੱਧੇ ਉਪਰਲੇ ਪਰਦੇ ਨਾਲੋਂ ਇੰਨੇ ਗਰਮ ਹੋਣੇ ਪੈਣਗੇ, ਜੋ ਇਹ ਚਲਣ ਨਾਲ ਗਰਮ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਕਿ ਇਹ ਸੰਘਣੇ ਨਾਲੋਂ ਅੱਧੇ ਤੋਂ ਵੀ ਘੱਟ ਹੋ ਗਿਆ. ਕਿ ਇਹ ਇਸਦੇ ਉੱਪਰਲੇ ਨੀਚੇ ਚਾਦਰ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟ ਸੰਘਣੀ ਸੀ ਅਤੇ ਖੁਸ਼ਹਾਲ ਬਣ ਗਿਆ. ਇਹ ਸ਼ਾਇਦ ਕਦੇ ਨਹੀਂ ਵਾਪਰੇਗਾ ਕਿਉਂਕਿ ਅਜਿਹੀ ਗਰਮੀ ਇਸ ਦੇ ਉਪਰਲੇ ਪਰਦੇ ਨੂੰ ਵੀ ਗਰਮ ਕਰੇਗੀ ਅਤੇ ਘਣਤਾ ਵਿੱਚ ਵੀ ਅਜਿਹੀਆਂ ਬੂੰਦਾਂ ਪੈਣਗੀਆਂ. (ਮੈਨੂੰ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਨਹੀਂ ਹੈ ਕਿ ਧਰਤੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਦੀ ਸਤਹ ਕਿਸੇ ਵੀ ਤਾਪਮਾਨ ਤੇ ਉਬਲਦੀ ਹੈ, ਬਲਕਿ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਘੱਟ ਸੰਘਣੀ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਕਿਉਂਕਿ ਲੋਹੇ ਦਾ ਨਾਜ਼ੁਕ ਬਿੰਦੂ ਸਿਰਫ 87.5 ਜੀਪੀਏ ± 14% ਅਤੇ ਨਿਕਲ ~ 0.29 ਜੀਪੀਏ ਦਾ ਹੈ: http: / ਸਾਡੀ ਕੋਰ-ਮੇਨਟੇਲ ਸੀਮਾ ਲਈ /www.knowmentedur.com/2/elements_handbook/critical_Point.html vs ~ 136 GPa.)


ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਸੰਬੰਧੀ ਅੰਤਰ - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਨੂੰ ਸਿੱਧੇ ਮਾਪਿਆ ਨਹੀਂ ਜਾ ਸਕਦਾ, ਪਰੰਤੂ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਕਈ ਤਰੀਕਿਆਂ ਨਾਲ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਲਈ ਅਸੀਂ ਭੂਚਾਲ ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਅਤੇ ਪ੍ਰਯੋਗਸ਼ਾਲਾ ਦੇ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ ਨੂੰ ਜੋੜ ਕੇ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਡੂੰਘਾਈਆਂ ਤੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾ ਸਕਦੇ ਹਾਂ. ਦੂਜੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਲਈ ਅਸੀਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਸਤਹਾਂ ਤੋਂ ਫੈਲੀ ਗਰਮੀ, ਸਤਹ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਜੋ ਕਿ ਇਕ ਕਿਸਮ ਦੇ ਭੂਗੋਲਿਕ ਇਤਿਹਾਸ ਜਾਂ ਕਿਸੇ ਹੋਰ, ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਉਤਪੱਤੀ ਅਤੇ ਵਿਕਾਸ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਦੀ ਉਤਪਤੀ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ. ਕਈ ਵਾਰ ਸਬੂਤ ਦੀਆਂ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੀਆਂ ਲਾਈਨਾਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੇ ਅੰਦਾਜ਼ੇ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਪਰ ਹੇਠ ਦਿੱਤੇ ਤਾਪਮਾਨਾਂ ਦੀ ਸ਼੍ਰੇਣੀ ਸ਼ਾਇਦ ਅਸਲ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਨੇੜੇ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੀ.

ਗ੍ਰਹਿ ਨਿਰਮਾਣ ਅਤੇ ਵਿਕਾਸ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ
ਕਈਂ ਸਬੂਤਾਂ ਤੋਂ, ਅਸੀਂ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਦੇ ਸਮੇਂ ਅੰਦਰੂਨੀ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਬਹੁਤ ਗਰਮ ਸੀ ਅਤੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਡਿੱਗ ਰਹੀ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਵੱਡੀ ਮਾਤਰਾ ਸੂਰਜ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਬਣੀਆਂ ਚਟਾਨਾਂ ਨਾਲ ਭਰੀ ਹੋਈ ਸੀ. ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਸਾਰੇ ਅੰਦਰਲੇ ਗ੍ਰਹਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਬਣਨ ਦੇ ਆਖ਼ਰੀ ਪੜਾਅ ਦੌਰਾਨ ਜਿਆਦਾਤਰ ਜਾਂ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ ਹਨ (ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦਾ ਪਿਘਲਣਾ ਅਤੇ ਭੇਦ ਦੇਖੋ).
ਅੰਦਰੂਨੀ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਨੂੰ ਪਿਘਲਣ ਵਾਲੇ ਗਰਮੀ ਦੇ ਸਰੋਤ ਜਲਦੀ ਹੀ ਅਲੋਪ ਹੋ ਜਾਣਗੇ. ਸੂਰਜ, ਜੋ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੀ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਵੇਲੇ ਗਰਮੀ ਦਾ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਸਰੋਤ ਸੀ, ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਆਕਾਰ ਅਤੇ ਚਮਕ ਵਿਚ ਸੁੰਗੜ ਗਿਆ ਅਤੇ ਕੁਝ ਲੱਖਾਂ ਸਾਲਾਂ ਵਿਚ ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਕਾਰਕ ਬਣ ਗਿਆ. ਬਹੁਤ ਹੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਸਮੱਗਰੀ ਲੱਖਾਂ ਸਾਲਾਂ ਦੇ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਹੋਂਦ ਨੂੰ ਖ਼ਤਮ ਕਰ ਦਿੱਤੀ. ਅਤੇ ਟਕਰਾਉਣੀ ਹੀਟਿੰਗ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਪਹਿਲਾਂ ਸਭ ਤੋਂ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਕਾਰਕ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਸੀ, ਹੁਣ ਇਕ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਛੋਟਾ ਜਿਹਾ ਕਾਰਕ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਖ਼ਾਸਕਰ ਉਸ ਸਮੇਂ ਤੱਕ ਜਦੋਂ ਗ੍ਰਹਿ ਘੱਟ ਜਾਂ ਘੱਟ ਆਪਣੇ ਅੰਤਮ ਆਕਾਰ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਗਏ ਸਨ, ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਜਾਣ ਲਈ ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਬਚੀ ਸੀ. . ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਗ੍ਰਹਿ ਆਪਣੇ ਪਿਘਲਦੇ ਸਾਰ ਹੀ ਘੁਲਣਾ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰ ਦਿੰਦੇ, ਅਤੇ ਜਿਵੇਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਇਕੱਠੀ ਹੋਈ ਗਰਮੀ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਸਤਹ 'ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਜਾਂਦੀ, ਉਹ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਠੰooੇ ਹੋ ਜਾਂਦੇ.
ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸਿਆਂ ਤੋਂ ਗਰਮੀ ਲੀਕ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਵੱਡੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਨੂੰ ਛੋਟੇ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਠੰledਾ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਸੀ, ਕਿਉਂਕਿ ਵੱਡੇ ਲੋਕਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਤਹ ਖੇਤਰਾਂ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਵਿਚ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮੀ ਰਹਿੰਦੀ ਸੀ (ਕਿਸੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਆਕਾਰ ਨੂੰ ਦੁਗਣਾ ਕਰਨ ਨਾਲ ਸਤਹ ਖੇਤਰ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਵਿਚ ਵਾਧਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਦੋ ਦੇ ਕਾਰਕ ਦੁਆਰਾ), ਜਿਸਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਇੱਕ ਗਰਮੀ ਦੀ ਰਕਮ ਦੁਆਰਾ ਆਪਣੇ ਤਾਪਮਾਨ ਨੂੰ ਘਟਾਉਣ ਲਈ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮੀ ਤੋਂ ਬਚਣਾ ਪੈਂਦਾ ਹੈ. ਪਰ ਜੇ ਛੋਟੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਵੀ ਉਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਵਧਦਾ ਹੈ ਜਿਵੇਂ ਤੁਸੀਂ ਵੱਡੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਹੇਠਾਂ ਜਾਂਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਸਤਹ ਅਤੇ ਕੇਂਦਰ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਘੱਟ ਦੂਰੀ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਛੋਟੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦਾ ਕੇਂਦਰੀ ਤਾਪਮਾਨ ਘੱਟ ਹੋਵੇਗਾ. ਦੋਵੇਂ ਕਾਰਕ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਛੋਟੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਬਣਨ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਸਾ andੇ ਚਾਰ ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ ਵੱਡੇ ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਠੰ .ੇ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ ਹਨ.
ਇਸ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਅਸੀਂ ਧਰਤੀ ਦੇ, ਧਰਤੀ ਦੇ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਵਜੋਂ, ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕਰਾਂਗੇ. ਵੀਨਸ, ਥੋੜ੍ਹੇ ਜਿਹੇ ਛੋਟੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਆਕਾਰ ਦੇ ਨਾਲ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤਾਪਮਾਨ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਪਰ ਮੰਗਲ ਅਤੇ ਬੁਧ, ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੋਣ ਕਰਕੇ, ਧਰਤੀ ਜਾਂ ਵੀਨਸ ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਠੰooੇ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ ਹਨ.
ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਲਈ, ਭਾਰੀ ਮਾਤਰਾ ਵਿੱਚ ਗੈਸਿ materials ਪਦਾਰਥਾਂ ਦਾ ਗੁਰੂਤਾ ਸੰਕੁਚਨ ਜੋ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ structureਾਂਚੇ ਨੂੰ ਬਣਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਨੂੰ ਟੈਰੇਸਟ੍ਰੀਅਲ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਬਜਾਏ ਪਹਿਲਾਂ ਤੋਂ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਦਾ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਸੀ. ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ, ਜੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਕੋਲ ਇਕੋ ਜਿਹੇ structuresਾਂਚੇ ਸਨ ਤਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਹ ਤਰਲ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਬਣੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ (ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਤਰਲ ਪਦਾਰਥਾਂ ਨਾਲੋਂ ਘਣਤਾ ਨੂੰ ਸੰਕੁਚਿਤ ਕੀਤੀਆਂ ਗਈਆਂ ਗੈਸਾਂ), ਅਤੇ ਤਰਲ ਪਦਾਰਥਾਂ ਵਿੱਚ ਗਰਮੀ ਦਾ ਪ੍ਰਵਾਹ ਠੋਸ ਚਟਾਨ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਤੇਜ਼ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜੋ ਟੈਰੇਸਟਰਿਅਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਬਣਾਉਂਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਹਾਲਾਂਕਿ ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿ ਸ਼ਾਇਦ ਇਕ ਵਾਰੀ ਟੈਰੇਸਟਰਿਅਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮ ਸਨ, ਜੋ ਇਹ ਸੁਨਿਸ਼ਚਿਤ ਨਹੀਂ ਕਰ ਸਕਦੇ ਕਿ ਉਹ ਅਜੇ ਵੀ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਗਰਮ ਹਨ. ਅਸੀਂ ਇਕੱਲੇ ਇਸ ਸਿਧਾਂਤ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਹੀ ਕਹਿ ਸਕਦੇ ਹਾਂ, ਕਿ ਇਹ ਗੁਰੂ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਅਤੇ ਸਭ ਤੋਂ ਵਿਸ਼ਾਲ ਵਿਸ਼ਾਲ ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿ ਹੈ, ਸ਼ਨੀ ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਗਰਮ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਛੋਟੇ ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿ, ਯੂਰੇਨਸ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ thanਨ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਗਰਮ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ.
ਹਾਲਾਂਕਿ ਹੀਟਿੰਗ ਅਤੇ ਠੰ .ਾ ਪਾਉਣ ਦਾ ਇਹ ਸਿਧਾਂਤ ਗ੍ਰਹਿਿਆਂ ਦੇ ਦਿੱਤੇ ਸਮੂਹ ਦੇ ਅੰਦਰ ਤਾਪਮਾਨ ਦਾ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦਾ ਹੈ, ਕਿਸੇ ਵੀ ਗ੍ਰਹਿ ਲਈ ਸਹੀ ਤਾਪਮਾਨ ਅਨੁਮਾਨ ਸਬੂਤ ਦੀਆਂ ਵਾਧੂ ਸਤਰਾਂ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ.

ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੁਆਰਾ ਗਰਮੀ ਤੋਂ ਛੁਟਕਾਰਾ ਪਾਉਣਾ
ਮੌਜੂਦਾ ਸਮੇਂ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਇਕੱਠੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਗਰਮੀ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਸਤਹ ਤੇ ਚਲੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਦੂਰ ਚਲੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ, ਸੂਰਜ ਦੀ ਗਰਮੀ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਤਹ 'ਤੇ ਗਰਮੀ ਦਾ ਮੁ sourceਲਾ ਸਰੋਤ ਹੈ. ਦਰਅਸਲ ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਲਈ, ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਗ੍ਰਹਿਣ ਕੀਤੀ ਗਈ ਗਰਮੀ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਸਾਰਿਤ ਕੀਤੀ ਗਈ ਗਰਮੀ ਇੰਨੀ ਇਕੋ ਜਿਹੀ ਹੈ ਕਿ ਦੋ ਕਦਰਾਂ ਕੀਮਤਾਂ ਵਿਚ ਅਨਿਸ਼ਚਿਤਤਾ, ਭਾਵੇਂ ਉਹ ਥੋੜੇ ਹਨ, ਪਰ ਅਜੇ ਵੀ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸਿਆਂ ਵਿਚੋਂ ਕਿਸੇ ਵੀ ਗਰਮੀ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹਨ.
ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਲਈ, ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਹ ਸਹੀ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਜੁਪੀਟਰ ਸੂਰਜ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਤੋਂ ਲਗਭਗ ਤਿੰਨ ਗੁਣਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਗਰਮੀ ਦਾ ਚਾਨਣ ਪਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਭਾਵ ਇਸ ਦੇ ਸਤਹ ਗਰਮ ਬਜਟ ਦਾ ਦੋ-ਤਿਹਾਈ ਹਿੱਸਾ ਇਸ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸੇ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਨਿਕਲਣ ਤੋਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਸ਼ਨੀ ਦੇ ਲਈ, ਅੰਦਰੂਨੀ ਤੋਂ ਗਰਮੀ ਦਾ ਰਸਤਾ ਬੁੱਧੀ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਕਾਫ਼ੀ ਛੋਟਾ ਹੈ, ਪਰ ਇਹ ਅਜੇ ਵੀ ਧਰਤੀ ਦੇ ਗਰਮੀ ਦੇ ਬਜਟ ਦਾ ਅੱਧਾ ਹਿੱਸਾ ਹੈ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਵਿੱਚ ਹੇਠ ਦਿੱਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਵਿਚਾਰ-ਵਟਾਂਦਰੇ ਦੁਆਰਾ ਵਿਚਾਰਿਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਇਸ ਦਾ ਅਰਥ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਗੁਰੂ ਘਰ ਅਜੇ ਵੀ ਅਸਾਧਾਰਣ ਤੌਰ ਤੇ ਗਰਮ ਹੈ, ਅਤੇ ਸ਼ਨੀ, ਭਾਵੇਂ ਕਿ ਜੁਪੀਟਰ ਜਿੰਨਾ ਗਰਮ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਸ਼ਾਇਦ ਦੁੱਗਣਾ ਗਰਮ ਹੈ (ਡੂੰਘੇ ਅੰਦਰਲੇ ਹਿੱਸੇ ਵਿੱਚ) ਧਰਤੀ. ਯੂਰੇਨਸ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ Forਨ ਲਈ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸਿਆਂ ਤੋਂ ਗਰਮੀ ਦਾ ਪ੍ਰਵਾਹ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਕੋਲ ਧਰਤੀ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਘੱਟ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਓਨਾ ਘੱਟ ਨਹੀਂ ਜਿੰਨਾ ਚਾਲੀ ਜਾਂ ਪੰਜਾਹ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਸੋਚਿਆ ਗਿਆ ਸੀ.

(ਲੇਖਕ ਦਾ ਆਪਣੇ ਆਪ ਦਾ ਨੋਟ: ਵਿਚਾਰ ਕਰਨ ਦੀ ਲੋੜ ਹੈ (1) ਅੰਦਰੂਨੀ ਥਰਮਲ ਇਤਿਹਾਸ ਨਾਲ ਸਤਹ ਦੇ ਗੁਣਾਂ ਦੇ ਸੰਬੰਧ, (2) ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਨਾਲ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਦਾ ਸੰਬੰਧ, (3) ਧਰਤੀ ਦੇ ਭੂਚਾਲ ਦੇ ਅਧਿਐਨ, ਅਤੇ (4) "ਫਲੈਕਸ" ਬੁਧ ਅਤੇ ਮੰਗਲ ਦੀ ਮਾਪ)

(ਹੇਠਾਂ ਦਿੱਤੀ ਵਿਚਾਰ-ਵਟਾਂਦਰੇ, ਭਾਸ਼ਣਾਂ ਦੇ ਨੋਟਾਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਜੋ ਹੁਣ ਕਈ ਸਾਲਾਂ ਪੁਰਾਣੀ ਹੈ, ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਸਹੀ ਅਤੇ ਸੰਪੂਰਨ ਹੈ, ਪਰ ਹਾਲ ਹੀ ਦੀਆਂ ਖੋਜਾਂ ਦੇ ਮੱਦੇਨਜ਼ਰ ਕੁਝ ਜੋੜਾਂ ਅਤੇ ਸੋਧਾਂ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਵੱਖ ਵੱਖ ਥਾਵਾਂ ਤੇ ਸੰਕੇਤ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਕੁਝ ਛੋਟੀਆਂ ਛੋਟੀਆਂ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਸ਼ਾਮਲ ਕੀਤੀਆਂ ਗਈਆਂ ਹਨ ਪਰ ਇੱਕ ਕਾਫ਼ੀ ਸੋਧ ਹੋਵੇਗੀ) ਇਸ ਪੇਜ ਦੀ ਅਗਲੀ ਪੁਨਕਰਣ ਵਿਚ ਬਣਾਇਆ ਜਾਵੇ.)

ਧਰਤੀ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ
ਪਾਰਾ: ਇਸ ਦੀ ਅਤਿਅੰਤ ਕ੍ਰੇਰੇਟਡ ਸਤਹ ਥੋੜਾ ਸੰਕੇਤ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਜੇ ਲਗਭਗ 4 ਅਰਬ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਸੌਰ ਮੰਡਲ ਦੇ ਭਾਰੀ ਬੰਬਾਰੀ ਦੇ ਅੰਤ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਕੋਈ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਗਤੀਵਿਧੀ ਹੈ. (ਨੋਟ ਜੋੜਿਆ ਗਿਆ 2014: ਗ੍ਰੈਜ਼ਿricਮਟ੍ਰਿਕ ਅਧਿਐਨ ਅਤੇ ਮੈਸੇਂਜਰ ਪੁਲਾੜ ਯਾਨ ਦੁਆਰਾ ਲਏ ਗਏ ਚਿੱਤਰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਹਾਲ ਹੀ ਦੇ ਯੁਗਾਂ ਵਿੱਚ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦੀ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਘਾਟ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਬੁਧ ਦਾ ਪਿਛਲੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਦੁਆਰਾ ਸੁਝਾਏ ਗਏ ਮੁਕਾਬਲੇ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਦਿਲਚਸਪ ਭੂਗੋਲਿਕ ਇਤਿਹਾਸ ਰਿਹਾ ਹੈ.) ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਛੋਟੇ ਆਕਾਰ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਨੂੰ ਇਸ ਦੇ ਬਣਨ ਤੋਂ ਬਚੀ ਕਿਸੇ ਵੀ ਗਰਮੀ ਨੂੰ ਜਲਦੀ ਬਾਹਰ ਨਿਕਲਣ ਦੇਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਦੋਵੇਂ ਕਾਰਕ ਇੱਕ ਘੱਟ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ, ਸ਼ਾਇਦ 4000 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਤੋਂ ਘੱਟ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ, ਅਤੇ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ, ਇੱਕ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਠੋਸ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹੋਣ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦੇ ਹਨ. (ਨੋਟ ਜੋੜਿਆ ਗਿਆ 2014: ਹਾਲਾਂਕਿ ਤਾਪਮਾਨ ਦਾ ਅਨੁਮਾਨ ਸ਼ਾਇਦ ਸਹੀ ਬਾਲਪਾਰਕ ਵਿੱਚ ਅਜੇ ਵੀ ਹੈ, ਉਪਰੋਕਤ ਮੀਸੈਂਜਰ ਨਿਰੀਖਣ ਸੰਕੇਤ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਬੁਧ ਦੇ ਕੋਰ ਦਾ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਇੱਕ ਹਿੱਸਾ ਅਜੇ ਵੀ ਪਿਘਲਿਆ ਹੋਇਆ ਹੈ.)

ਸ਼ੁੱਕਰ: ਰਾਡਾਰ ਇਮੇਜਿੰਗ ਇਕ ਬਹੁਤ ਹੀ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀ ਅਤੇ ਹੋਰ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਤੌਰ ਤੇ ਬਦਲੀ ਹੋਈ ਸਤਹ ਦਿਖਾਉਂਦੀ ਪ੍ਰਤੀਤ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਦੇ ਕਿਨਾਰੇ ਦੀ ਲਗਭਗ ਪੂਰੀ ਤਬਾਹੀ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ ਜੋ ਇਸਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਵਿਚ ਭੂਗੋਲਿਕ ਗਤੀਵਿਧੀ ਦੀ ਕਾਫ਼ੀ ਮਾਤਰਾ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਵੱਡੇ ਆਕਾਰ ਨੂੰ ਇਸ ਦੇ ਬਣਨ ਤੋਂ ਬਾਕੀ ਬਚੀ ਗਰਮੀ ਨੂੰ ਆਸਾਨੀ ਨਾਲ ਬਰਕਰਾਰ ਰੱਖਣ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦੇਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇੱਥੇ ਵੱਡੀ ਗਿਣਤੀ ਵਿੱਚ ਵੱਡੇ ਕ੍ਰੈਟਰ ਵੀ ਹਨ ਜੋ ਅੱਧੇ ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਦਾ ਬੇਤਰਤੀਬ ਟੱਕਰ ਦੁਆਰਾ ਬਣਨ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਵਧੀਆ ਹਿੱਸਾ ਲੈਂਦੇ, ਇਹ ਸੰਕੇਤ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਭੂਗੋਲਿਕ ਗਤੀਵਿਧੀ ਨਹੀਂ ਤਾਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਸਤਹ 'ਤੇ ਇੰਨੀ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਬੰਦ ਹੋ ਗਈ ਹੈ ਜਾਂ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਪਿਛਲੇ ਸਮੇਂ ਵਿਚ ਕਮੀ ਆਈ. ਇਸ ਦਾ ਅਰਥ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਧਰਤੀ ਨਾਲੋਂ ਕੁਝ ਵਧੇਰੇ ਠੰਡਾ ਹੈ, ਸ਼ਾਇਦ ਕੇਂਦਰੀ ਕੋਰ ਵਿਚ 10000 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਤੋਂ ਘੱਟ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਠੋਸ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਕੱਲੇ ਇਸ ਅਧਾਰ 'ਤੇ ਕਾਫ਼ੀ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਖੇਤਰਾਂ ਨੂੰ ਨਕਾਰਿਆ ਨਹੀਂ ਜਾ ਸਕਦਾ.

ਧਰਤੀ: ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਕਿ ਮਹਾਂਦੀਪਾਂ ਵਰਗੀਆਂ ਵੱਡੀਆਂ ਸਤਹ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਸਿਰਫ ਕੁਝ ਸੌ ਮਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਦੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਸਕੇਲ ਵਿੱਚ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਬਦਲ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ (ਇਹ ਮੌਸਮ ਅਤੇ roਰਜਾ ਦੇ ਇਲਾਵਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਸਮੇਂ ਦੇ ਸਕੇਲ ਤੇ ਕੰਮ ਕਰਦੇ ਹਨ). ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਇਸ ਦਾ ਆਕਾਰ, ਟੈਰੇਸਟ੍ਰੀਅਲ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਵਿਚੋਂ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡਾ ਹੈ, ਇਸ ਨੂੰ ਛੋਟੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮੀ ਵਿਚ ਰੱਖਣ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦੇਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ. ਅੰਤ ਵਿੱਚ, ਭੁਚਾਲ ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਕੋਰ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨੂੰ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਾਬਤ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਉੱਚ ਤਾਪਮਾਨ ਅਤੇ ਦਬਾਅ 'ਤੇ ਵਿਵਹਾਰ ਜਾਂ ਸਮੱਗਰੀ ਦੇ ਪ੍ਰਯੋਗਸ਼ਾਲਾ ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ, ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਸਦਾ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ 12000 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਤੋਂ ਵੱਧ ਹੈ, ਅਤੇ ਕੇਂਦਰੀ ਕੋਰ ਸ਼ਾਇਦ 14000 ਡਿਗਰੀ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੈ.

ਮੰਗਲ: ਇਸ ਦੀ ਅੱਧ ਸਤਹ ਵਿਚ ਲਗਭਗ 4 ਅਰਬ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਵੱਡੇ, ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਸੁੱਤੇ ਹੋਏ ਖੱਡੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਦੂਜੇ ਅੱਧ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਅਤੇ ਤਣਾਅ ਦੇ ਭੰਜਨ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਕੁਝ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਵੀਨਸ ਜਾਂ ਧਰਤੀ ਦੇ ਇਕੋ ਪੈਮਾਨੇ ਤੇ ਨਹੀਂ. , ਮੌਜੂਦਾ ਸਮੇਂ ਦੇ ਕੁਝ ਮਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਜਾਰੀ ਰੱਖਣਾ. ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਛੋਟੇ ਆਕਾਰ ਨੂੰ ਗਰਮੀ ਆਸਾਨੀ ਨਾਲ ਆਸਾਨੀ ਨਾਲ ਬਾਹਰ ਨਿਕਲਣ ਦੇਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸਦੀ ਦਿੱਖ ਬੁਧ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਅਤੇ ਵੱਡੇ ਟੈਰੇਸਟਰਿਅਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦਰਮਿਆਨ ਵਿਚਕਾਰ ਹੋਣ ਕਰਕੇ, ਇਸ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ 5000 ਅਤੇ 7000 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਰਹਿਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਕੇਂਦਰੀ ਖੇਤਰਾਂ ਦੀ ਰਚਨਾ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ, ਅੰਦਰੂਨੀ ਤੌਰ ਤੇ ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਪਿਘਲਣ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣ ਸਕਦਾ ਹੈ. (ਨੋਟ ਜੋੜਿਆ ਗਿਆ 2014: ਇਹ ਹੁਣ ਨਿਸ਼ਚਤ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ ਕਿ ਬਾਹਰੀ ਕੋਰ ਦਾ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਹਿੱਸਾ ਪਿਘਲਿਆ ਹੋਇਆ ਹੈ, ਜਾਂ ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਪਿਘਲਾ ਹੈ ਪਰ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਅਨੁਮਾਨ ਇਕੋ ਜਿਹੇ ਰਹਿੰਦੇ ਹਨ, ਧਰਤੀ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਰਚਨਾ ਵਿਚ ਅੰਤਰ ਅਚਾਨਕ ਅੰਤਰ ਹੋਣ ਦਾ ਮੁੱਖ ਕਾਰਨ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਬਣਤਰ.)

ਟੈਰੇਸਟਰਿਅਲ ਗ੍ਰਹਿ ਅਤੇ ਚੰਦਰਮਾ ਦੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ
ਟੈਰੇਸਟਰਿਅਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਨੂੰ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਧਾਤੁਸ਼ ਕੋਰ ਦੇ ਅੰਦਰ ਸੰਵੇਦਸ਼ੀਲ ਗਤੀ ਦੁਆਰਾ ਬਣਾਇਆ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਕੁਝ ਸਿਧਾਂਤਾਂ ਵਿਚ ਇਹ ਗਤੀ ਇਕੱਲਿਆਂ ਹੀ ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿ ਖੇਤਰ ਪੈਦਾ ਕਰਨ ਦੇ ਸਮਰੱਥ ਹੈ. ਹੋਰਨਾਂ ਸਿਧਾਂਤਾਂ ਵਿਚ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਇਕ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਣਾ ਵੀ ਜ਼ਰੂਰੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਜੋ ਘੁੰਮਣ ਦਾ ਕੋਰਿਓਲਿਸ ਪ੍ਰਭਾਵ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਘੁੰਮਣ ਧੁਰੇ ਦੇ ਸਮਾਨਾਂਤਰ (ਅਤੇ / ਜਾਂ ਐਂਟੀ-ਪੈਰਲਲ) ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਆਵਾਜਾਈ ਦਾ ਪ੍ਰਬੰਧ ਕਰ ਸਕੇ.

ਧਰਤੀ: ਇੱਕ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਕੋਰ, ਤੇਜ਼ ਰੋਟੇਸ਼ਨ, ਅਤੇ ਇੱਕ ਕਾਫ਼ੀ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ (ਟੈਰੇਸਟਰੀਅਲ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਮਜ਼ਬੂਤ) ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਇਸ ਦੇ ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਧੁਰੇ ਦੇ ਲਗਭਗ ਸਮਾਨਾਂਤਰ ਹੈ (ਹਾਲਾਂਕਿ ਇਹ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਥੋੜਾ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ). ਥਿoryਰੀ ਨੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਹਾਲਤਾਂ ਵਿਚ ਇਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਹੈ, ਜੋ ਨਿਗਰਾਨੀ ਨਾਲ ਸਹਿਮਤ ਹੈ.

ਚੰਦਰਮਾ: ਇਸ ਦੀ ਭਾਰੀ ਕ੍ਰੇਰੇਟਡ, ਸੰਭਵ ਤੌਰ 'ਤੇ ਪੁਰਾਣੀ ਸਤਹ, ਹੌਲੀ ਰੋਟੇਸ਼ਨ, ਅਤੇ ਸ਼ਾਇਦ ਠੋਸ ਕੋਰ (ਬਹੁਤ ਸੀਮਤ ਭੂਚਾਲ ਦੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ) ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਸਦਾ ਕੋਈ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਨਹੀਂ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ. ਕੋਈ ਵੀ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਨਹੀਂ ਦੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ, ਦੁਬਾਰਾ ਸਿਧਾਂਤ ਨਾਲ ਸਹਿਮਤੀ ਨਾਲ.

ਮੰਗਲ: ਇਸ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਇੱਕ ਵੱਡੇ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਕੋਰ ਲਈ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਠੰਡਾ ਹੈ (2014: ਹਾਲਾਂਕਿ ਹੁਣ ਲਗਭਗ ਪੱਕਾ ਹੋਇਆ ਬਾਹਰੀ ਕੋਰ ਹੋਣਾ ਨਿਸ਼ਚਤ ਹੈ, ਪਰ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਖੇਤਰ ਦਾ ਆਕਾਰ ਵਿਆਪਕ ਸੰਘਣੀ ਗਤੀ ਦਾ ਸਮਰਥਨ ਕਰਨ ਲਈ ਸ਼ਾਇਦ ਬਹੁਤ ਛੋਟਾ ਹੈ). ਇਸ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਣ (ਧਰਤੀ ਦੇ ਲਗਭਗ ਜਿੰਨੀ ਤੇਜ਼) ਦੇ ਕਾਰਨ, ਇਕ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਕੋਰ ਨੂੰ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਪੈਦਾ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਸਿਰਫ ਇਕ ਘਟਾਓ ਵਾਲਾ ਖੇਤਰ ਦੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਤੋਂ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਬਹੁਤ ਠੰਡਾ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ (ਸ਼ਾਇਦ 5000 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਤੋਂ ਘੱਟ) ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਕੋਰ (ਹੇਠ ਦਿੱਤੇ 2005 ਨੂੰ ਸ਼ਾਮਲ ਕੀਤਾ ਗਿਆ) ਹਾਲਾਂਕਿ, ਸਤਹ 'ਤੇ ਜੈਵਿਕ ਚੁੰਬਕਵਾਦ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਚਟਾਨਾਂ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਜੈਵਿਕ ਚੁੰਬਕਤਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਸਨ ਇਕ ਸਮੇਂ, 4+ ਅਰਬ ਸਾਲ ਪਹਿਲਾਂ ਦਾ ਗਠਨ ਹੋਇਆ ਸੀ, ਜਦੋਂ ਮੰਗਲ ਗ੍ਰਹਿ ਵਿਚ ਕਾਫ਼ੀ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਸੀ ਅਤੇ ਕੁਝ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿਚ ਇਸ ਜੀਵਾਸੀ ਚੁੰਬਕਵਾਦ ਦੀ ਸਮਾਨਾਂਤਰ ਸਟਰਿਪਿੰਗ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਉਸੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਫ੍ਰੇਮ ਵਿਚ ਸਮੁੰਦਰੀ ਫੁੱਲ ਅਤੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੇ ਉਲਟਣ ਕਾਰਨ ਹੋਈ ਚੁੰਬਕੀ ਤਣਾਅ ਦੇ ਸਮਾਨ ਕੁਝ ਹੋਇਆ ਸੀ. ਧਰਤੀ ਵਿਚ. ਇਸ ਲਈ ਹਾਲਾਂਕਿ ਹੁਣ ਮੰਗਲ ਦਾ ਕੋਰ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਠੰਡਾ ਅਤੇ ਲਗਭਗ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਠੋਸ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਬਿਨਾਂ ਸ਼ੱਕ ਇਹ ਇੱਕ ਗਰਮ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਬਣਾਉਣ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਦੇ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਦਿਨਾਂ ਵਿੱਚ ਕੁਝ ਪ੍ਰਵਿਰਤੀ ਕਿਰਿਆ ਨੂੰ ਚਲਾਉਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਗਰਮ ਸੀ.

ਸ਼ੁੱਕਰ: ਇਸਦੀ ਇਕ ਵਾਰ ਸਰਗਰਮ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨ ਸੁਝਾਉਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਸ਼ਾਇਦ ਇਸ ਵਿਚ ਇਕ ਪਿਘਲਿਆ ਕੋਰ ਸੀ, ਪਰੰਤੂ ਇਸ ਦੇ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿਚ ਵੱਡੀ ਗਿਣਤੀ ਵਿਚ ਕ੍ਰਟਰ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਗਤੀਵਿਧੀ ਬੰਦ ਹੋ ਗਈ ਹੈ, ਤਾਂ ਜੋ ਕੋਰ ਠੰledਾ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ ਅਤੇ ਠੋਸ ਹੋ ਗਿਆ ਹੈ, ਅਤੇ ਕਿਸੇ ਵੀ ਸਥਿਤੀ ਵਿਚ ਇਸ ਦੀ ਬਹੁਤ ਹੌਲੀ ਰੋਟੇਸ਼ਨ ਇਸ ਨੂੰ ਬਣਾ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਸੰਭਵ ਹੈ ਕਿ ਇਸ ਵਿਚ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਨਾ ਹੋਵੇ ਭਾਵੇਂ ਇਸ ਵਿਚ ਇਕ ਪਿਘਲਾ ਹਿੱਸਾ ਹੋਵੇ. ਕੋਈ ਵੀ ਖੇਤਰ ਨਿਗਰਾਨੀ ਅਧੀਨ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਇਸਦਾ ਅਰਥ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਇਸਦਾ ਠੋਸ ਅਧਾਰ ਹੈ, ਜਾਂ ਉਹ ਸਿਧਾਂਤ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਤੇਜ਼ ਰੋਟੇਸ਼ਨ ਦੀ ਲੋੜ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਸਹੀ ਹੋਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਵਧੇਰੇ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ ਰੋਟੇਸ਼ਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦੀ ਉਹ ਗਲਤ ਹਨ.

ਪਾਰਾ: ਇੱਕ ਪ੍ਰਾਚੀਨ, ਭਾਰੀ ਕ੍ਰੇਰੇਟਡ ਸਤਹ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ ਤੇ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ, ਖ਼ਾਸਕਰ ਅਜੋਕੇ ਸਮੇਂ ਵਿੱਚ, ਸ਼ਾਇਦ ਘੱਟ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ, ਅਤੇ ਇਸ ਲਈ ਸ਼ਾਇਦ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਆਕਾਰ ਦਾ ਕੋਈ ਪਿਘਲਿਆ ਹੋਇਆ ਕੋਰ ਨਹੀਂ. ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਇਸ ਵਿਚ ਹੌਲੀ ਰੋਟੇਸ਼ਨ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਭਾਵੇਂ ਇਸ ਵਿਚ ਇਕ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਕੋਰ ਹੁੰਦੇ ਤਾਂ ਸ਼ਾਇਦ ਇਸ ਵਿਚ ਇਕ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਨਾ ਹੋਵੇ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਸਦਾ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਹੈ, ਭਾਵੇਂ ਕਿ ਸਾਡੇ ਨਾਲੋਂ ਸਿਰਫ 1% ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਹੈ. (2014 ਵਿੱਚ ਸੋਧਿਆ ਗਿਆ) ਇੱਕ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ, ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦੀ ਅਣਹੋਂਦ ਦੇ ਨਾਲ, ਇੱਕ ਲੰਮੇ ਸਮੇਂ ਦੀ ਬੁਝਾਰਤ ਸੀ ਹਾਲਾਂਕਿ, ਮਿਸੇਂਜਰ ਅਧਿਐਨ ਜੋ ਇਹ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਦਾ ਇੱਕ ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਪਿਘਲਿਆ ਹੋਇਆ ਹਿੱਸਾ ਹੈ, ਇਸ ਲਈ ਇਸਦੇ ਕਮਜ਼ੋਰ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਵਿਰਤੀਸ਼ੀਲ ਚਾਲਾਂ ਦੁਆਰਾ ਵਿਆਖਿਆ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਖੇਤਰ.

ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦਾ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ
ਜੁਪੀਟਰ: ਇਸਦੀ ਸਤਹ ਤੋਂ ਗਰਮੀ ਦਾ ਲੀਕ ਹੋਣਾ ਸੂਰਜ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਤੋਂ ਲਗਭਗ ਤਿੰਨ ਗੁਣਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਦਾ ਅਰਥ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਆ ਰਹੀ ਧਰਤੀ ਨਾਲੋਂ ਲਗਭਗ ਦੁੱਗਣੀ ਗਰਮੀ ਗ੍ਰਹਿ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਨਿਕਲ ਰਹੀ ਹੈ. ਇਹ ਅੰਸ਼ਕ ਤੌਰ ਤੇ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਵੱਡੀ ਦੂਰੀ (5 ਏਯੂ ਤੋਂ ਥੋੜਾ ਜਿਹਾ) ਦੇ ਕਾਰਨ ਹੈ, ਜਿਸ ਕਾਰਨ ਇਹ ਸਾਡੇ ਦੁਆਰਾ 4% ਤੋਂ ਘੱਟ ਗਰਮੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਇਸ ਲਈ ਅਜੇ ਵੀ ਬਹੁਤ ਵੱਡੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਦੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ ਸਤਹ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕ ਪ੍ਰਤੀ ਮੀਲ 100 ਡਿਗਰੀ (ਐਫ) ਦਾ ਤਾਪਮਾਨ ਵਿਚ ਵਾਧਾ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਗਰਮੀ ਦਾ ਪ੍ਰਵਾਹ ਪੈਦਾ ਕਰਦਾ ਹੈ (ਸਿਵਾਏ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀ ਵਰਗੇ ਅਸਾਧਾਰਣ ਸਥਾਨਾਂ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ), ਪਰ ਧਰਤੀ ਦਾ ਛਾਲੇ ਅਤੇ ਪਰਦਾ ਇਕਸਾਰ ਪੱਥਰ ਦਾ ਬਣਿਆ ਹੁੰਦਾ ਹੈ , ਅਤੇ ਗਰਮੀ ਬਹੁਤ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਅਜਿਹੀ ਸਮੱਗਰੀ ਦੁਆਰਾ ਵਗਦੀ ਹੈ. ਜੁਪੀਟਰ ਤਰਲ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਦਾ ਬਣਿਆ ਹੋਇਆ ਹੈ, ਅਤੇ ਅਜਿਹੇ ਤਰਲ ਵਿੱਚ ਜਮਾਂਦਰੂ ਚਾਲਾਂ ਗਰਮੀ ਨੂੰ ਕਾਫ਼ੀ ਅਸਾਨੀ ਨਾਲ ਬਾਹਰ ਵੱਲ ਜਾਣ ਦੇ ਸਮਰੱਥ ਹੋਣੀਆਂ ਚਾਹੀਦੀਆਂ ਹਨ. ਸਿਧਾਂਤ ਅਤੇ ਪ੍ਰਯੋਗਸ਼ਾਲਾ ਦੇ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਅਨੁਮਾਨ ਇਹ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗਰਮੀ ਦੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਸਿਰਫ 1 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਪ੍ਰਤੀ ਮੀਲ ਦੇ ਤਾਪਮਾਨ ਵਿੱਚ ਵਾਧਾ ਕਾਫ਼ੀ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਕਿਉਂਕਿ ਜੁਪੀਟਰ ਰੇਡੀਅਸ ਵਿੱਚ 44000 ਮੀਲ ਹੈ, ਇਸਦਾ ਕੇਂਦਰੀ ਤਾਪਮਾਨ ਸ਼ਾਇਦ 50000 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਤੋਂ ਵੱਧ ਹੈ. (ਇਸ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਬਰਫ਼ ਅਤੇ ਚੱਟਾਨ ਦਾ ਕੇਂਦਰੀ ਕੋਰ, ਅਵਿਸ਼ਵਾਸ਼ਯੋਗ ਭਾਰ ਦੁਆਰਾ ਸੰਕੁਚਿਤ ਕੀਤਾ ਜਾਣਾ, ਲਗਭਗ ਨਿਸ਼ਚਤ ਹੈ.)

ਸੈਟਰਨ: ਇਸ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਸਿਰਫ ਅੱਧੀ ਗਰਮੀ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸੇ ਤੋਂ ਆਉਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਜੁਪੀਟਰ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਹੋਣ ਕਰਕੇ, ਇਸ ਨਤੀਜੇ ਨੂੰ ਪੈਦਾ ਕਰਨ ਲਈ ਸਿਰਫ 1/4 ਤੋਂ 1/8 ਦੀ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਦੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਇਹ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਸ ਦਾ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਾਪਮਾਨ ਜੁਪੀਟਰ ਨਾਲੋਂ ਅੱਧਾ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਵੱਧਦਾ ਹੈ, ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਕੇਂਦਰੀ ਤਾਪਮਾਨ ਸਿਰਫ 25000 ਤੋਂ 35000 ਫਾਰਨਹੀਟ ਡਿਗਰੀ ਹੁੰਦਾ ਹੈ.

ਯੂਰੇਨਸ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ .ਨ ਸਾਡੇ ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਬਹੁਤ ਦੂਰ ਹਨ, ਅਤੇ ਇੰਨੇ ਘੱਟ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਦਾ ਪ੍ਰਵਾਹ ਹੈ ਕਿ ਵਾਈਜ਼ਰ 2 ਫਲਾਈਬਾਈਜ਼ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਦੇ ਮਾਪ ਲਗਭਗ ਬੇਕਾਰ ਸਨ. ਕੁਝ ਗਰਮੀ ਦਾ ਵਹਾਅ ਹੁਣ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਪਰ ਕੇਂਦਰੀ ਤਾਪਮਾਨ ਅਜੇ ਵੀ ਬਹੁਤ ਅਨਿਸ਼ਚਿਤ ਹੈ, ਸ਼ਾਇਦ 15000 ਡਿਗਰੀ ਤੋਂ ਘੱਟ, ਅਤੇ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ 'ਤੇ 10000 ਡਿਗਰੀ ਤੋਂ ਘੱਟ.

ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ
ਮੁ theoryਲਾ ਸਿਧਾਂਤ ਟੈਰੇਸਟਰੀਅਲ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੇ ਸਮਾਨ ਹੀ ਹੈ, ਪਰ ਕਿਉਂਕਿ ਇੱਥੇ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਚੱਟਾਨ ਹੈ, ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਵਿਚ ਇਕੱਲੇ ਧਾਤ ਨੂੰ ਛੱਡ ਦਿਓ, ਇੱਥੋਂ ਤਕ ਕਿ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਪਿਘਲੇ ਹੋਏ ਕੋਰ ਅਤੇ ਬਹੁਤ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਣ ਨਾਲ ਖੇਤਰ ਕਿਸੇ ਵੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਤਾਕਤ ਨਾਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਸਤਹ 'ਤੇ ਪਹੁੰਚਣ ਲਈ ਇੰਨੇ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਖੇਤਰ ਨਹੀਂ ਪੈਦਾ ਕਰਦੇ. . ਇਸ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਜੁਪੀਟਰ ਦਾ ਇਕ ਬਹੁਤ ਹੀ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਖੇਤਰ ਹੈ, ਜੋ ਸਾਡੇ ਨਾਲੋਂ ਸਤਹ 'ਤੇ 10 ਗੁਣਾ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਸਾਡੇ ਨਾਲੋਂ ਕਈ ਗੁਣਾ ਅੱਗੇ ਪੁਲਾੜ ਵਿਚ ਫੈਲਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਸਦੀ ਕੁੱਲ energyਰਜਾ ਸਾਡੇ ਨਾਲੋਂ 1000 ਗੁਣਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੈ. ਸ਼ਨੀ ਕੋਲ ਇੱਕ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਖੇਤਰ ਹੈ (ਜੁਪੀਟਰ ਦੀ ਸੰਖਿਆ ਨੂੰ 10 ਨਾਲ ਵੰਡੋ), ਜਿਸ ਨੂੰ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਵੀ ਕਾਫ਼ੀ energyਰਜਾ ਦੀ ਜਰੂਰਤ ਹੈ, ਅਤੇ ਯੂਰੇਨਸ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ ,ਨ, ਹਾਲਾਂਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਖੇਤਰ ਧਰਤੀ ਦੇ ਖੇਤਰ ਦੀ ਤਾਕਤ ਦਾ ਸਿਰਫ ਇੱਕ ਹਿੱਸਾ ਹਨ, ਫਿਰ ਵੀ ਇਸਦੇ ਇੱਕ ਸਰੋਤ ਦੀ ਲੋੜ ਹੈ. ਚੁੰਬਕੀ energyਰਜਾ. ਗ੍ਰਹਿ ਅਤੇ ਸ਼ਨੀ ਲਈ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਦੀ ਸਿਰਜਣਾ ਦਾ ਉੱਤਰ ਧਾਤੁ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ, ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਇਕ ਗੈਰ-ਧਾਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਇਸ ਦੇ ਇਕਲੌਤੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨ ਨੂੰ ਕੱਸ ਕੇ ਫੜਦਾ ਹੈ. (ਧਾਤੂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਪਰਮਾਣੂਆਂ ਦੁਆਰਾ ਤਿਆਰ ਕੀਤੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ ਜਿੰਨਾਂ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰੋਨ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਬਾਹਰਲੇ ਵਿਅਕਤੀ ਨੂੰ ਅਸਾਨੀ ਨਾਲ ਤਰਲ ਜਾਂ ਠੋਸ ਅਵਸਥਾ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਮਾਣੂਆਂ ਦੇ ਵਿੱਚ ਆਸਾਨੀ ਨਾਲ ਨਿਰਲੇਪ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਖੁੱਲ੍ਹ ਕੇ ਭਟਕ ਸਕਦੇ ਹਨ.) ਜੁਪੀਟਰ ਅਤੇ ਸੈਟਰਨ ਦੇ ਅੰਦਰ ਜਬਰਦਸਤ ਰੀਸਰਸਜ ਦੇ ਅਧੀਨ, ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੰਕੁਚਿਤ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ (ਸ਼ਾਇਦ ਜੁਪੀਟਰ ਦੇ ਅੰਦਰ ਆਮ ਨਾਲੋਂ 30 ਤੋਂ 40 ਗੁਣਾ ਘੱਟ) ਕਿ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਪਰਮਾਣੂ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਸਿਰਫ ਇੱਕ ਪਰਮਾਣੂ ਦੁਆਰਾ ਭਰੀ ਜਗ੍ਹਾ ਤੇ ਬਿਰਾਜਮਾਨ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਹਾਲਾਂਕਿ ਹਰੇਕ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਨ ਹੋਰ ਪਰਮਾਣੂਆਂ ਦੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਨਾਲੋਂ ਇਸ ਦੇ ਆਪਣੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦੇ ਨੇੜੇ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦੇ ਇੰਨੇ ਨੇੜੇ ਹੁੰਦਾ ਹੈ " ਉਲਝਣ "ਕੁਝ ਇਲੈਕਟ੍ਰੋਨ, ਉਹ ਪਰਮਾਣੂ ਤੋਂ ਪਰਮਾਣੂ ਤੱਕ ਭਟਕਣ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੇ ਹਨ, ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਦਾ ਇੱਕ ਧਾਤੂ ਰੂਪ ਤਿਆਰ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਹਾਲ ਹੀ ਦੇ ਪ੍ਰਯੋਗ ਪ੍ਰਯੋਗਾਂ (ਉੱਚ ਦਬਾਅ ਅਧੀਨ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦੀ ਜਾਂਚ) ਅਤੇ ਸਿਧਾਂਤਕ ਗਣਨਾਵਾਂ (ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਦੇ ਦਬਾਅ ਨੂੰ ਸ਼ਾਮਲ ਕਰਦੇ ਹੋਏ) ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿ ਹਾਲਾਂਕਿ ਯੂਰੇਨਸ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿਨ ਵਿੱਚ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਦੇ ਅਜਿਹੇ ਰੂਪ ਹੋਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਸ਼ਨੀਰ ਦੀ ਕਾਫ਼ੀ ਮਾਤਰਾ ਹੋਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਜੁਪੀਟਰ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਇਸ ਅਜੀਬ ਤਰਲ ਦਾ ਬਣਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਜੇ ਇਹ ਸਹੀ ਹੈ ਤਾਂ ਇਹ ਆਸਾਨੀ ਨਾਲ ਜੁਪੀਟਰ ਅਤੇ ਸ਼ਨੀ ਦੇ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਯੂਰੇਨਸ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ forਨ ਲਈ ਚੁੰਬਕੀ ਖੇਤਰ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਕਿਸੇ ਬਾਹਰੀ ਕੋਰ ਵਿੱਚ ਜਮਾਂਦਰੂ ਗਤੀ ਦੁਆਰਾ ਜਿਆਦਾਤਰ ਇਲੈਕਟ੍ਰਿਕ ducੰਗ ਨਾਲ ਚਲਣ ਵਾਲੇ ਤਰਲ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸਮੁੰਦਰੀ ਪਾਣੀ ਗੈਸਾਂ ਨਾਲ ਮਿਲਾਏ ਜਾਂਦੇ ਹਨ (ਜਿਵੇਂ ਮੀਥੇਨ ਦੇ ਕਾਰਨ ਹੁੰਦੇ ਹਨ). ਅਤੇ ਅਮੋਨੀਆ) ਇੱਕ ਤਰਲ ਦੀ ਘਣਤਾ ਨੂੰ ਸੰਕੁਚਿਤ.


ਗ੍ਰਹਿ ਵਿਗਿਆਨ

IV.A ਜਾਣ ਪਛਾਣ

ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹਿੱਸੇ ਤੋਂ ਸਤਹ ਦੁਆਰਾ ਜਾਰੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਗਰਮੀ ਤਿੰਨ ਮੁ primaryਲੇ ਸਰੋਤਾਂ ਤੋਂ ਆਉਂਦੀ ਹੈ: ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਵਾਧੇ ਤੋਂ ਬਚੀ ਹੋਈ ਗਰਮੀ, ਅੰਦਰੂਨੀ ਭਿੰਨਤਾ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਬਣਾਈ ਗਈ ਗਰਮੀ (ਉਦਾਹਰਣ ਲਈ, ਧਰਤੀ ਅਤੇ # x27s ਧਾਤ ਦੇ ਅਧਾਰ ਨੂੰ ਬਣਾਉਣਾ), ਅਤੇ ਗਰਮੀ ਦੇ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਕੜਵਣ ਦੌਰਾਨ ਪੈਦਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਯੂਰੇਨੀਅਮ, ਥੋਰੀਅਮ, ਅਤੇ ਆਈਸੋਟੋਪ 40 ਕੇ. ਧਰਤੀ ਅਤੇ # x27s ਅੰਦਰਲੀ ਸਤਹ ਦੀ ਗਰਮੀ ਦਾ ਵਹਾਅ ਲਗਭਗ 60 ਏਰਗ / ਸੈਮੀ 2 ਸੈ. ਉਹ ਨਮੂਨੇ ਜੋ ਧਰਤੀ ਦੇ ਥਰਮਲ ਵਿਕਾਸ ਨੂੰ ਟਰੈਕ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਦੀ ਗਰਮੀ, ਵਖਰੇਵੇਂ, ਅਤੇ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ayਹਿਣ ਅਤੇ ਗਰਮੀ ਆਵਾਜਾਈ ਦੇ ਦੋਨੋਂ ਚਾਲਕ ਅਤੇ ਸੰਵੇਦਸ਼ੀਲ ,ੰਗ, ਇਹ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਭੂਗੋਲਿਕ ਸਮੇਂ ਦੇ ਸ਼ੁਰੂ ਵਿੱਚ ਧਰਤੀ ਦਾ ਵੱਧ ਗਰਮੀ ਦਾ ਪ੍ਰਵਾਹ ਹੋਣਾ ਸੀ. ਇਹ ਸਤਹ ਤੋਂ ਗਵਾਚ ਰਹੀ ਗਰਮੀ ਹੈ ਜੋ ਧਰਤੀ ਅਤੇ ਹੋਰ ਠੋਸ ਸਰੀਰਾਂ ਤੇ ਜਾਤੀਵਾਦ ਅਤੇ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਦੋਵਾਂ ਨੂੰ ਚਲਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ, ਜੀਵ-ਵਿਗਿਆਨਿਕ ਰਿਕਾਰਡ ਤੋਂ ਖਿੱਝੇ ਹੋਏ ਟੈਟੋਨਿਕ ਅਤੇ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੀ ਸਮਝ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਇਲਾਕਿਆਂ ਦੇ ਥਰਮਲ ਵਿਕਾਸ ਦੇ ਇਤਿਹਾਸ ਉੱਤੇ ਪਹਿਲੀ-ਕ੍ਰਮ ਦੀਆਂ ਰੁਕਾਵਟਾਂ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਦੇ ਭੰਗ ਹੋਣ ਦੀਆਂ ਦਰਾਂ ਵਿੱਚ ਅਸਥਾਈ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ.

ਵਾਸਤਵ ਵਿੱਚ, ਟੈਕਟੋਨਿਜ਼ਮ ਅਤੇ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀਵਾਦ ਸੀਮਾ ਪਰਤ ਦੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਹਨ ਜੋ ਉਪਰੋਕਤ ਗਰਮ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਅਤੇ ਕੂਲਰ ਵੈੱਕਯੂਮਜ ਜਾਂ ਵਾਯੂਮੰਡਲ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇੰਟਰਫੇਸ ਤੇ ਵਾਪਰਦੀਆਂ ਹਨ. ਧਰਤੀ ਉੱਤੇ, ਸੀਮਾ ਪਰਤ ਦੀਆਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਪਲੇਟ ਟੈਕਟੋਨਿਕਸ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਭਾਵਿਤ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਜੋ ਗਰਮੀ ਦੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦਾ ਲਗਭਗ 65% ਬਣਦੀਆਂ ਹਨ. ਉਪਰਲਾ ਪਰਛਾਵਾ ਅਤੇ ਵਧੇਰੇ ਪੇਟ ਬੰਨ੍ਹਣਾ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਠੰਡਾ ਅਤੇ ਸਖ਼ਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ - ਇਸ ਜ਼ੋਨ ਨੂੰ ਲਿਥੋਸਪਿਅਰ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਧਰਤੀ ਅਤੇ # x27s ਦੇ ਲਿਥੋਸਫੇਅਰ ਨੂੰ ਨੌਂ ਵੱਡੀਆਂ ਪਲੇਟਾਂ ਵਿੱਚ ਵੰਡਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਪਲੇਟਾਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਦੀਆਂ ਸੀਮਾਵਾਂ ਤਿੰਨ ਕਿਸਮਾਂ ਦੀਆਂ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ. ਵਿਭਿੰਨ ਸੀਮਾਵਾਂ ਅੰਡਰਲਾਈੰਗ ਮੈਂਟਲ ਵਿਚ ਉਤਰਾਅ ਚੜਾਅ ਦੇ ਉੱਪਰ ਹਨ. ਅਪਵੋਲਿੰਗ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਟੌਪੋਗ੍ਰਾਫਿਕ ਉੱਚੇ ਅਤੇ ਫਾਲਾਂ ਪੈਦਾ ਕਰਦੀ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਮੇਨਟਲ ਪਦਾਰਥ ਉਤਪ੍ਰੇਰਨ ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਸੁੰਗੜਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਵਾਲੀਅਮ ਵਿੱਚ ਵਾਧਾ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਬੇਸਾਲਟਿਕ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀਵਾਦ ਮੰਡਲ ਦੇ ਅੰਸ਼ਕ ਪਿਘਲ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਵਾਪਰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਰਾਈਫਟਸ ਦੁਆਰਾ ਚੜ੍ਹਦਾ ਹੈ. ਬਹੁਤੀਆਂ ਹੱਦਾਂ ਫੈਲਾਉਣ ਵਾਲੇ ਕੇਂਦਰਾਂ ਵਿੱਚ ਸਮੁੰਦਰੀ ਸਮੁੰਦਰੀ ਛਾਲੇ ਵਿੱਚ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ ਕਿਉਂਕਿ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਚੱਟਾਨਾਂ ਇੱਕ ਨਵਾਂ ਸਮੁੰਦਰੀ ਛਾਲੇ ਬਣ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਜੋ ਫਿਰ ਕੰਫਰ-ਬੇਲਟ ਦੇ ਫੈਸ਼ਨ ਵਿੱਚ ਦੋਵੇਂ ਪਾਸਿਓਂ ਚਲੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਚੀਰ ਦੀ ਚੀਰ ਦੇ ਨਾਲ ਨਵੇਂ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਚੱਟਾਨਾਂ ਨਾਲ ਤਬਦੀਲ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ (ਚਿੱਤਰ . 10). ਨਵਾਂ ਸਮੁੰਦਰ ਦਾ ਛਾਲੇ ਠੰ .ਾ ਹੋਣ ਤੇ ਇਹ ਚੀਰ ਤੋਂ ਦੂਰ ਜਾਣ ਤੇ, ਅੰਤ ਵਿਚ ਅੰਤਰੀਵ ਆਦਰਸ਼ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਲਿਥੋਸਪਿਅਰ ਅੰਦਰਲੇ ਹਿੱਸੇ ਵਿਚ ਵਾਪਸ ਡੁੱਬ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਡੁੱਬਣਾ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਅਧੀਨਗੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਸਮੁੰਦਰ ਦੇ ਤਲ 'ਤੇ ਡੂੰਘੀਆਂ, ਕਰਵੀਆਂ ਖਾਈਆਂ ਦੇ ਹੇਠਾਂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਉਪ ਅਧੀਨ ਖੇਤਰ ਜ਼ੋਨ ਦੂਜੀ ਕਿਸਮ ਦੀ ਪਲੇਟ ਸੀਮਾ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ. ਦੋ ਮਹਾਂਦੀਪੀ ਜਨਤਾ ਦੇ ਟਕਰਾਅ ਦੇ ਨਾਲ, ਇਸ ਸੀਮਾ ਕਿਸਮ ਨੂੰ ਪਰਿਵਰਤਨ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਤੀਜੀ ਕਿਸਮ ਇੱਕ ਤਬਦੀਲੀ ਦੀ ਸੀਮਾ ਹੈ ਅਤੇ ਹੜਤਾਲ ਦੇ ਖੇਤਰਾਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ – ਸਲਿੱਪ ਮੋਸ਼ਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸੈਨ ਐਂਡਰੀਅਸ ਫਾਲਟ ਸਿਸਟਮ.

ਚਿੱਤਰ 10. ਸਮੁੰਦਰੀ ਤਲ ਫੈਲਣ ਕੇਂਦਰ ਦਾ ਯੋਜਨਾਬੱਧ ਕਰਾਸ ਸੈਕਸ਼ਨ. ਨਵੀਂ ਸਮੁੰਦਰੀ ਜ਼ਹਾਜ਼ ਦੀ ਪਰਤ ਮੱਧ-ਸਮੁੰਦਰੀ ਚੱਟਾਨਾਂ ਤੇ ਗਰਮ ਉੱਨਣ ਵਾਲੇ ਪਰਦੇ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਦੁਆਰਾ ਬਣਾਈ ਗਈ ਹੈ. ਫਿਰ ਛਾਲੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਰਾਂ 'ਤੇ ਦੋਵੇਂ ਪਾਸਿਓਂ ਚਲੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਜੋ ਸਾਲ ਦੇ 1 ਤੋਂ 10 ਸੈ.ਮੀ. ਤੱਕ ਵੱਖਰੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਲਿਥੋਸਫੀਅਰ ਨੂੰ ਪੇਟ ਅਤੇ ਠੰਡੇ, ਉੱਪਰਲੇ ਪਰਦੇ ਦਾ ਕਠੋਰ ਹਿੱਸਾ ਦੱਸਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਲਿਥੋਸਫੀਅਰ ਰਿਜ ਤੋਂ ਦੂਰ ਸੰਘਣੇ ਅਤੇ ਉਪਰਲੇ ਪਰਦੇ ਠੰ .ੇ ਹੋਣ ਤੇ ਸੰਘਣੇ ਹੋ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਅੰਤ ਵਿੱਚ ਨਕਾਰਾਤਮਕ ਉਛਾਲ ਕਾਰਨ ਉਪਚਾਰ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਸਕੈਚ ਵਿੱਚ, ਉਪ ਮਹਾਂਦੀਪ ਦੇ ਕਿਨਾਰੇ ਦੇ ਹੇਠਾਂ ਵਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ.

ਪਲੇਟ ਟੈਕਟੋਨਿਕਸ ਨੇ ਸ਼ਾਇਦ ਧਰਤੀ ਅਤੇ # x27 ਦੇ ਮਹਾਂਦੀਪੀ ਛਾਲੇ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਉੱਤੇ ਦਬਦਬਾ ਬਣਾਇਆ ਹੈ, ਸੰਘਣੀਆਂ ਜ਼ੋਨ ਦੀ ਸੰਘਣੀ ਸੰਘਣੀ ਚੱਟਾਨ ਜੋ ਕਿ ਅਗਵਾ ਕਰਨ ਲਈ ਬਹੁਤ ਉਤਸੁਕ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਮਹਾਂਦੀਪ ਇਕ ਦੂਜੇ ਨਾਲ ਟਕਰਾਉਂਦੇ ਹਨ ਜਾਂ ਜਦੋਂ ਉਪ ਮਹਾਂਦੀਪ ਦੇ ਹਾਸ਼ੀਏ 'ਤੇ ਉਪਭਾਸ਼ਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਪਹਾੜੀ ਇਮਾਰਤ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਮਹਾਂਦੀਪ ਦੇ ਹਾਸ਼ੀਏ' ਤੇ ਪੁੰਜ ਜੋੜਦੀ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਕਿਉਂਕਿ ਟੈਕਟੋਨਿਜ਼ਮ ਅਤੇ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀਵਾਦ ਧਰਤੀ 'ਤੇ ਜੋਰਦਾਰ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਹਨ, ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਮੁ continਲੇ ਮਹਾਂਦੀਪੀਲੀ ਛਾਲੇ ਨੂੰ ਨਸ਼ਟ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ ਜਾਂ ਇਸ ਨੂੰ ਫਿਰ ਤੋਂ ਉਤਾਰਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਇਸ ਪ੍ਰਕਾਰ, ਅਰੰਭਕ ਟੈਕਟੋਨਿਕ ਅਤੇ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦਾ ਪੁਨਰ ਨਿਰਮਾਣ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੈ.

ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿ ਵਿਗਿਆਨ ਦਾ ਇੱਕ ਮੁੱਖ ਉਦੇਸ਼ ਗ੍ਰਹਿਸਥੀ ਦੇ ਸਰੀਰ ਤੇ ਪਾਏ ਗਏ ਟੈਟੋਨੀਕ ਅਤੇ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਚੱਟਾਨ ਦੇ ਰਿਕਾਰਡਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨਾ ਹੈ ਤਾਂ ਜੋ ਇਹ ਪਤਾ ਲਗਾ ਸਕੇ ਕਿ ਕਿਵੇਂ ਹੋਰ ਵਸਤੂਆਂ ਨੇ ਭੂਗੋਲਿਕ ਸਮੇਂ ਦੇ ਸਕੇਲ ਦੀ ਇੱਕ ਸੀਮਾ ਵਿੱਚ ਆਪਣੀ ਗਰਮੀ ਨੂੰ ਜਾਰੀ ਕੀਤਾ ਹੈ. ਕੀ ਹੋਰ ਵਸਤੂਆਂ ਵਿੱਚ ਪਲੇਟ ਟੈਕਟੋਨੀਕਸ ਹਨ? ਜੇ ਨਹੀਂ, ਤਾਂ ਕੀ ਗਰਮੀ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਚਲਣ ਦੁਆਰਾ ਜਾਰੀ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜਾਂ ਕੀ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀਵਾਦ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਗਰਮੀ ਸਤ੍ਹਾ ਤੇ ਪਹੁੰਚਾਉਂਦਾ ਹੈ? ਮੁ geਲੇ ਭੂ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਸਮੇਂ ਵਿੱਚ ਕਿਹੜੀਆਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਸੰਚਾਲਿਤ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ? ਇਸ ਭਾਗ ਵਿੱਚ, ਤਿੰਨ ਮੁੱਦਿਆਂ, ਇਨ੍ਹਾਂ ਮੁੱਦਿਆਂ ਦੀ ਪੜਚੋਲ ਕਰਨ ਲਈ ਟੈਕਟੌਨਿਕ ਅਤੇ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਦੇ ਰਿਕਾਰਡਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਵਿਚਾਰੇ ਗਏ ਹਨ: (1) ਪ੍ਰਮਾਣ ਦੀ ਗਰਮੀ (2) ਟੈਕਟੌਨਿਕ ਅਤੇ ਜਵਾਲਾਮੁਖੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੁਆਰਾ ਚਲਾਏ ਜਾ ਰਹੇ ਮੰਤਲੇ ਤੋਂ ਛਾਲੇ ਦੇ ਛੇਤੀ ਵਿਛੋੜੇ ਲਈ ਚੰਦਰਮਾ ਵਿੱਚ ਰੱਖੇ ਗਏ ਸਬੂਤ. ਵੀਨਸ ਅਤੇ ()) ਆਈਓ ਦਾ ਜੁਆਲਾਮੁਖੀ ਮੁੜ ਉੱਗਣ ਵਾਲਾ, ਜੁਪੀਟਰ ਤੋਂ ਆਏ ਜਲਵਾਯੂ ਹੀਟਿੰਗ ਦੁਆਰਾ ਸੰਚਾਲਿਤ.


ਅਧਿਐਨ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਤੱਤਾਂ ਤੋਂ ਅੰਦਰੂਨੀ ਗਰਮੀ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਰਹਿਣ ਦੀ ਘਾਟ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ

ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦਾ ਥਰਮਲ ਵਿਕਾਸ ਤਿੰਨ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਦੇ ਰੇਡੀਓਜੀਨਿਕ ਤੱਤਾਂ: ਪੋਟਾਸ਼ੀਅਮ, ਥੋਰੀਅਮ ਅਤੇ ਯੂਰੇਨੀਅਮ ਦੇ ਗਰਮੀ ਦੇ ਇੰਪੁੱਟ ਉੱਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਚੱਟਾਨੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਪਰਬੰਧਨ ਵਿਚ ਬਾਅਦ ਦੇ ਦੋਵਾਂ ਦੇ ਸੰਘਣੇਪਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਗ੍ਰਹਿ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਵਿਚ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਦੇ ਕ੍ਰਮ ਅਨੁਸਾਰ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੀ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਤੱਤ ਦੁਰਲੱਭ ਤਾਰ ਵਾਲੀਆਂ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਦੁਆਰਾ ਪੈਦਾ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਵਿਚ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਇਕ ਨਵੇਂ ਪੇਪਰ ਵਿਚ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਜਰਨਲ ਪੱਤਰ, ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਸੈਂਟਾ ਕਰੂਜ਼ ਅਤੇ ਕੋਪਨਹੇਗਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਦੀ ਇਕ ਟੀਮ ਨੇ ਧਰਤੀ ਦੇ ਅਕਾਰ ਦੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਥਰਮਲ ਵਿਕਾਸ ਉੱਤੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਬਾਰੇ ਵਿਚਾਰ ਵਟਾਂਦਰਾ ਕੀਤਾ.

ਇਹ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟਾਂਤ ਇਕ ਚੱਟਾਨੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਤਿੰਨ ਸੰਸਕਰਣਾਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਜਿਸ ਵਿਚ ਰੇਡੀਓ ਐਕਟਿਵ ਤੱਤਾਂ ਤੋਂ ਵੱਖਰੀਆਂ ਮਾਤਰਾ ਵਿਚ ਅੰਦਰੂਨੀ ਹੀਟਿੰਗ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. The middle planet is Earth-like, with plate tectonics and an internal dynamo generating a magnetic field. The top planet, with more radiogenic heating, has extreme volcanism but no dynamo or magnetic field. The bottom planet, with less radiogenic heating, is geologically ‘dead,’ with no volcanism. Image credit: Melissa Weiss.

“Convection in Earth’s molten metallic core creates an internal dynamo that generates the planet’s magnetic field,” said Professor Francis Nimmo, a researcher in the Department of Earth and Planetary Sciences at the University of California Santa Cruz.

“Earth’s supply of radioactive elements provides more than enough internal heating to generate a persistent geodynamo.”

“What we realized was that different planets accumulate different amounts of these radioactive elements that ultimately power geological activity and the magnetic field.”

“So we took a model of the Earth and dialed the amount of internal radiogenic heat production up and down to see what happens.”

What Professor Nimmo and colleagues found is that if the radiogenic heating is more than the Earth’s, the planet can’t permanently sustain a dynamo, as our home planet has done.

That happens because most of the thorium and uranium end up in the mantle, and too much heat in the mantle acts as an insulator, preventing the molten core from losing heat fast enough to generate the convective motions that produce the magnetic field.

With more radiogenic internal heating, the planet also has much more volcanic activity, which could produce frequent mass extinction events.

On the other hand, too little radioactive heat results in no volcanism and a geologically ‘dead’ planet.

“Just by changing this one variable, you sweep through these different scenarios, from geologically dead to Earth-like to extremely volcanic without a dynamo,” Professor Nimmo said.

“Now that we see the important implications of varying the amount of radiogenic heating, the simplified model that we used should be checked by more detailed calculations.”

The heavy elements crucial to radiogenic heating are created in the so-called r-process during mergers of neutron stars, which are extremely rare events.

“We would expect considerable variability in the amounts of these elements incorporated into stars and planets, because it depends on how close the matter that formed them was to where these rare events occurred in the Galaxy,” said Professor Joel Primack, a researcher in the Physics Department at the University of California Santa Cruz.

Astronomers can use spectroscopy to measure the abundance of different elements in stars, and the compositions of planets are expected to be similar to those of the stars they orbit.

The rare earth element europium, which is readily observed in stellar spectra, is created by the same process that makes thorium and uranium, so europium can be used as a tracer to study the variability of those elements in our Galaxy’s stars and planets.

The study authors were able use europium measurements for many stars in our Galactic neighborhood to establish a natural range of inputs to their models of radiogenic heating. The Sun’s composition is in the middle of that range.

“Many stars have half as much europium compared to magnesium as the Sun, and many stars have up to two times more than the Sun,” Professor Primack said.

“The importance and variability of radiogenic heating opens up many new questions for astrobiologists,” added Professor Natalie Batalha, a researcher at the University of California Santa Cruz who was not involved in the study.

“It’s a complex story, because both extremes have implications for habitability. You need enough radiogenic heating to sustain plate tectonics but not so much that you shut down the magnetic dynamo.”

“Ultimately, we’re looking for the most likely abodes of life. The abundance of uranium and thorium appear to be key factors, possibly even another dimension for defining a Goldilocks planet.”

“Using europium measurements of their stars to identify planetary systems with different amounts of radiogenic elements, astronomers can start looking for differences between the planets in those systems, especially once the James Webb Space Telescope is deployed,” Professor Nimmo said.

“This telescope will be a powerful tool for the characterization of exoplanet atmospheres.”

Francis Nimmo ਅਤੇ ਬਾਕੀ. 2020. Radiogenic Heating and Its Influence on Rocky Planet Dynamos and Habitability. ਏਪੀਜੇਐਲ 903, L37 doi: 10.3847/2041-8213/abc251

This article is based on a press-release provided by the University of California Santa Cruz.


Internal heat and planetary differentiation - Astronomy

The earth is a heat engine. It remains geologically and biologically active, and evolves, because there are two great sources of energy. One source of energy is from the earth's molten core (that drives the geology), and the second is from the sun (that drives life and the atmosphere.)
However, considering the fact that the solar system began as a cloud of gas and dust that was near absolute zero we might wonder where the earth's internal heat came from to drive the plate tectonics. The problem is more perplexing when we realize that virtually every other planetary body in the solar system (including some moons that are larger than some planets) is geologically dead (they have no internal heat of their own). Similarly, the earth is the only planetary body we know at present that is biologically alive too.
Thus, we wonder, must a planet be geologically alive to also be biologically alive? The short answer is, yes! ਪਰ ਇਹ ਇਕ ਹੋਰ ਕਹਾਣੀ ਹੈ.

The earth grew from the accumulation of planetismals (meteorites and asteroids), over a period of 1-200 million years about 4.3 to about 4.5 billion years ago. Toward the end of the accumulation a large mini-planet hit a glancing blow with the earth. If the mini-planet had hit directly the earth would have been shattered, and the debris scattered throughout the solar system - no earth (gee, are there not movies on just this theme? Deep Impact comes to mind). As it was, the mini-planet hit obliquely, and then spun off into an orbit around the earth - to become the moon.
If the earth had grown simply from the random accumulation of planetismals it would have been homogeneous - more or less made of the same material throughout, and the earth cross section to the right would be a uniform blob with no structure.
But the earth is stratified into layers by density (heavy core, intermediate mantle, light lithosphere), telling us that early in its history the earth went through a molten stage that led to the heavy materials sinking inward to form the core, and the lighter materials floating toward the surface like a slag to form the crust. The heat for this melting came from meteorite impacts, the moon's impact, and the decay of radioactive elements.
Imagine flying by the earth in a space ship about 4.3 billion years ago all you would see is a glowing red hot ball of seething magma.

All of the geological activity on the earth today is driven from this initial source of heat at the earth's formation, aided and abetted by continued radioactive decay of elements in the earth's interior. However, the earth's heat engine ran faster at the beginning than now, about three times faster. Considering how active the earth is now with earthquakes and volcanoes it must have been a wonder four billion years ago to have it running even faster. But the earth is cooling off, and as time goes by there will be less and less heat to escape until there is none left at all. At that point the earth will die a heat death.
Different planets can have different histories, however, and we can get some idea of how unique the earth is by examining these histories.

By 4 billion years ago the earth had cooled enough for the outer layers to have solidified and for oceans to form. Flying past the earth at this time we would see a vast ocean from pole to pole, with volcanoes scattered here and there but no continents - pretty much the scene to the right captured about about 3.8-4.0 billion years ago. The oldest rocks we have date to 3.96 billion years ago, and contain evidence of sedimentary rocks that require water.
The earth cooled from the outside in, and the still molten iron-nickle core are the remnants of that heat from the early stage of melting. That heat is also what keeps the earth geologically active, and without it nothing that we know of the earth would exist today, no continents, no volcanos, no mountains, no oceans, and almost certainly no life - a dead planet like mars or the moon.

There are several ways a planetary body can loose its internal heat. One way occurs with small planetary bodies, such as the moon. Here we see a planetary body that became geologically dead within a few hundred thousand years after its formation. We know this because the original craters from its formation are still present.
With the moon the heat escaped by two mechanisms. One was volcanic activity induced by meteorite impacts. The meteorites penetrated through the crust and into the core, and provided a conduit for magma to reach the surface and form the mare (smooth areas) we see from earth. This magma brought much heat to the surface to radiate to space. The second way heat escaped was through condution. Rock is a poor conductor of heat, however, so in larger planetary bodies most of the heat must escape by other means.

Mars is an example of another way internal heat can be lost. Olympus mons, the large Martian volcano is a hot spot, and it probably tapped directly into the core of the planet, and piped the heat in the form of magma directly to the surface. Hot spots are typically huge volcanos, and Olympus mons is much bigger than any on earth. So here the heat escaped relatively quickly, leading to the planet becomes geologically dead shortly after formation. It helps that Mars is less than half the size of the earth.


Numerical simulations of the differentiation of accreting planetesimals with 26 Al and 60 Fe as the heat sources

Abstract— Numerical simulations have been performed for the differentiation of planetesimals undergoing linear accretion growth with 26 Al and 60 Fe as the heat sources. Planetesimal accretion was started at chosen times up to 3 Ma after Ca-Al-rich inclusions (CAIs) were formed, and was continued for periods of 0.001–1 Ma. The planetesimals were initially porous, unconsolidated bodies at 250 K, but became sintered at around 700 K, ending up as compact bodies whose final radii were 20, 50, 100, or 270 km. With further heating, the planetesimals underwent melting and igneous differentiation. Two approaches to core segregation were tried. In the first, labelled A, the core grew gradually before silicate began to melt, and in the second, labelled B, the core segregated once the silicate had become 40% molten. In A, when the silicate had become 20% molten, the basaltic melt fraction began migrating upward to the surface, carrying 26 Al with it. The 60 Fe partitioned between core and mantle. The results show that the rate and timing of core and crust formation depend mainly on the time after CAIs when planetesimal accretion started. They imply significant melting where accretion was complete before 2 Ma, and a little melting in the deep interiors of planetesimals that accreted as late as 3 Ma. The latest melting would have occurred at <10 Ma. The effect on core and crust formation of the planetesimal's final size, the duration of accretion, and the choice of ( 60 Fe/ 56 Fe)initial were also found to be important, particularly where accretion was late. The results are consistent with the isotopic ages of differentiated meteorites, and they suggest that the accretion of chondritic parent bodies began more than 2 or 3 Ma after CAIs.


Radioactive Rocks

Another way to trace the history of a solid world is to measure the age of individual rocks. After samples were brought back from the Moon by Apollo astronauts, the techniques that had been developed to date rocks on Earth were applied to rock samples from the Moon to establish a geological chronology for the Moon. Furthermore, a few samples of material from the Moon, Mars, and the large asteroid Vesta have fallen to Earth as meteorites and can be examined directly (see the chapter on Cosmic Samples and the Origin of the Solar System).

Scientists measure the age of rocks using the properties of natural radioactivity. Around the beginning of the twentieth century, physicists began to understand that some atomic nuclei are not stable but can split apart (decay) spontaneously into smaller nuclei. The process of radioactive decay involves the emission of particles such as electrons, or of radiation in the form of gamma rays (see the chapter on Radiation and Spectra).

For any one radioactive nucleus, it is not possible to predict when the decay process will happen. Such decay is random in nature, like the throw of dice: as gamblers have found all too often, it is impossible to say just when the dice will come up 7 or 11. But, for a very large number of dice tosses, we can calculate the odds that 7 or 11 will come up. Similarly, if we have a very large number of radioactive atoms of one type (say, uranium), there is a specific time period, called its half-life, during which the chances are fifty-fifty that decay will occur for any of the nuclei.

A particular nucleus may last a shorter or longer time than its half-life, but in a large sample, almost exactly half of the nuclei will have decayed after a time equal to one half-life. Half of the remaining nuclei will have decayed after two half-lives pass, leaving only one half of a half—or one quarter—of the original sample (Figure 7.16).

Figure 7.16 This graph shows (in pink) the amount of a radioactive sample that remains after several half-lives have passed. After one half-life, half the sample is left after two half-lives, one half of the remainder (or one quarter) is left and after three half-lives, one half of that (or one eighth) is left. Note that, in reality, the decay of radioactive elements in a rock sample would not cause any visible change in the appearance of the rock the splashes of color are shown here for conceptual purposes only.

If you had 1 gram of pure radioactive nuclei with a half-life of 100 years, then after 100 years you would have 1/2 gram after 200 years, 1/4 gram after 300 years, only 1/8 gram and so forth. However, the material does not disappear. Instead, the radioactive atoms are replaced with their decay products. Sometimes the radioactive atoms are called parents and the decay products are called daughter ਤੱਤ.

We first met the physicist Ernest Rutherford when we talked about the structure of the atom. His work in 1911 showed the existence of the nucleus, but he was already famous due to the work which won him the Nobel Prize in Chemistry in 1908 for his investigations into the disintegration of the elements, and the chemistry of radioactive substances. He did this research while working at McGill University in Montreal, Quebec, Canada. This was the first Nobel Prize awarded to a Canadian.

Similarly, Harriet Brooks was the first Canadian female nuclear physicist. Ernest Rutherford guided her graduate research work and regarded her as being next to Marie Curie in the quality of her work. She graduated in 1898 and was amongst the first to discover radon and to try to determine its atomic mass. 2

In this way, radioactive elements with half-lives we have determined can provide accurate nuclear clocks. By comparing how much of a radioactive parent element is left in a rock to how much of its daughter products have accumulated, we can learn how long the decay process has been going on and hence how long ago the rock formed. Table 7.3 summarizes the decay reactions used most often to date lunar and terrestrial rocks.

Radioactive Decay Reaction Used to Date Rocks 1
Parent Daughter Half-Life (billions of years)
Samarium-147 Neodymium-143 106
Rubidium-87 Strontium-87 48.8
Thorium-232 Lead-208 14.0
Uranium-238 Lead-206 4.47
Potassium-40 Argon-40 1.31

PBS provides an evolution series excerpt that explains how we use radioactive elements to date Earth.

This Science Channel video features Bill Nye the Science Guy showing how scientists have used radioactive dating to determine the age of Earth.

When astronauts first flew to the Moon, one of their most important tasks was to bring back lunar rocks for radioactive age-dating. Until then, astronomers and geologists had no reliable way to measure the age of the lunar surface. Counting craters had let us calculate relative ages (for example, the heavily cratered lunar highlands were older than the dark lava plains), but scientists could not measure the actual age in years. Some thought that the ages were as young as those of Earth’s surface, which has been resurfaced by many geological events. For the Moon’s surface to be so young would imply active geology on our satellite. Only in 1969, when the first Apollo samples were dated, did we learn that the Moon is an ancient, geologically dead world. Using such dating techniques, we have been able to determine the ages of both Earth and the Moon: each was formed about 4.5 billion years ago (although, as we shall see, Earth probably formed earlier).

We should also note that the decay of radioactive nuclei generally releases energy in the form of heat. Although the energy from a single nucleus is not very large (in human terms), the enormous numbers of radioactive nuclei in a planet or moon (especially early in its existence) can be a significant source of internal energy for that world. Geologists estimate that about half of Earth’s current internal heat budget comes from the decay of radioactive isotopes in its interior.


Internal heat and planetary differentiation - Astronomy

1. The Moon:

  • Having coalesced from the vaporized mantles of planetary embryos, is is mostly made of silicates. Indeed, there was an early time in which the moon was completely molten (the only rocky body with that distinction!) That enabled global differentiation to be especially thorough. , (less than 20% of its radius, compared to roughly 50% for most terrestrial planets.)
  • Its crust consists of the differentiated "scum" that floated to the surface of its primordial magma sea. This solidified to form the "highlands," which is rich in anorthosite, a rock consisting primarily of the mineral plagioclase. The oldest radiometrically dated highland rocks rocks are roughly 4.4 - 4.5 Ga. The far side is almost entirely highlands. ਨੋਟ: Based on data from JAXA's Kayuga lunar orbiter, Yamamoto ਅਤੇ ਬਾਕੀ., 2010 suggests that mantle may be exposed in some impact basins. (See panorama of Apollo 16 Descartes Highlands landing site.)
  • Being small, the Moon lost its primordial heat quickly, but being mostly silicate, it contained enough radioisotopes to drive radiogenic heating and widespread volcanic activity during its earlier history. Today, the outer part of its small core is thought to be molten.
  • Because it has lost so much heat, and because its low gravity generates little internal pressure, the Moon's modern lithosphere (zone of brittle deformation) extends, essentially, down to its core.

Mare Imbrium laps against lunar highlands.
Hadley Rille, a volcanic feature, snakes from bottom to top.
From Texas Tech University
  • Impact cratering effects the entire lunar surface. The ancient highlands are completely saturated by impact craters. Indeed, impact cratering seems to be the only process shaping the topography of the highlands.
  • Rilles - collapsed lava tubes like the Hadley Rille (right).
  • Wrinkle ridges - Ridges formed by the contraction of cooling lava. (E.G. wrinkle ridge photographed by Surveyor IV.

Mercury from Wikipedia

2. Mercury:

  • Many wrinkle-ridges. Scarps that represent the surface expression of thrust faults. These "wrinkles" may indicate the physical contraction of Mercury's core and mantle as it cooled. (Note: thrust faults exist on other planetary bodies, including Earth, but for different reasons.)

3. Mars:

Differentiation: Mars is intermediate between the Moon and Earth - roughly 1/9 as massive as Earth and nine times as massive as the Moon. Although it is larger than Mercury, its lower density gives them similar surface gravities. The proportions of its core and mantle are similar to those of Earth and Venus, although its crust is thicker.

Surface composition: Today Mars shows global dichotomy between ancient (4.5 - 3.5 Ga) crater-saturated highlands in the southern hemisphere (E.G.Gusev crater)low-lying and flat (E.G. Viking II site) younger (3.8 Ga - 10 Ma.) northern hemisphere plains. Whereas the Moon's surface shows a compositional dichotomy between anorthosite highlands and basalt maria, most Mars rocks seem to be made of basalt or sedimentary rocks made of basalt derivatives. Compositionally, highlands and northern plains seem similar. Note: highly weathered basalt has a reddish color, and the dust that blankets Mars is red for that reason. Scratch the surface almost anywhere, however, and fresh black basalt is exposed, including dunes of basalt sand. (Compare with rare black sand beaches on Earth.)

Impact basins: Mars resembles the Moon this much - its giant impact basins Hellas and Argyre are definitely filled with basalt flows, as are the northern plains. Recent research suggests that the northern plains may, themselves, be a giant impact basin, the result of the impact of a Pluto-sized Planetary embryo. To date, this is the only plausible proposal to explain Mars' global dichotomy. If true, it would make them the largest impact basin in the Solar System.


The Tharsis Plateau from Lunar and Planetary Institute
    It's not moving: On Earth, rising mantle plumes cause volcanic hot spots like the Hawaii hot spot. When lithospheric plates move over a hot spot, a chain of extinct volcanoes results. Each volcano is of a finite size because it only has limited time in which to grow before it is move away from the hot spot. On Mars, there are no chains, only extremely large volcanoes, suggesting that individual volcanoes sit on top of their hot spots forever and are not moved aside by lithospheric motion.
  • The large Hellas and Argyre impact basins (and most of the northern plains) have no remnant magnetism. They evidently formed after Mars' geodynamo had shut down.
  • The Tharsis Bulge is not magnetized. It must also postdate the magnetic field.
  • But (and this is so cool) the ancient rocks of Mars' highlands show parallel stripes of alternating polarity. Sound familiar? Arguably when it was very young and hot, for a brief interval, Mars had something like Earth style sea floor spreading. The fact that this ancient surface is saturated with impact craters dating back to the Late Heavy Bombardment indicates that any tectonics had ended by 3.8 Ga. Indeed, the orientation of the Vallis Marineris conforms with that of the stripes. Could it represent some last hurrah of Martian lithospheric tectonics?
  • The geochemical comparison of Mars surface (observed by rovers) and deep (sent to Earth as Mars meteorites) rocks by Tuff ਅਤੇ ਬਾਕੀ., 2013 suggesting active subduction during Mars' first 0.5 gy.
  • The discovery by Sautter ਅਤੇ ਬਾਕੀ., 2015 of crustal rocks whose chemistry (diorite and granodiorite) is typical of continental crust, observed by the Curiosity rover in Gale Crater.

4. Venus:

  • The subduction of cold lithospheric plates at convergent boundaries.
  • Subducting slabs are "lubricated" by partial melting of adjecent mantle rocks as a result of the infusion of water from the subducting slab.
  • Q: What happens if the surface is too hot for oceans to exist?
    A: No melting occurs near subducting slab, so slab is not lubricated and can't move.
  • Q: What happens if the lithosphere stays very hot because of surface conditions?
    A: Lithosphere doesn't subduct because it is not relatively cool.

Subductions zones and their volcanic arcs are the "refineries" at which continental and oceanic crust are differentiated. Lacking them, Venus lacks the global dichotomy (maybe) of continents and ocean basins that characterize Earth, even though it has continent-like elevated regions. (Compare this image of Earth surface elevations to this one of Venus.)

  • Surprisingly few impact craters. We don't expect little ones because small impactors burn up in the dense atmosphere. Big ones, however, like the twenty mile wide Dickinson are also rare.
  • The ones there are uniformly distributed, not clustered in older regions.
  • And they haven't been deformed by tectonic processes.

How does an entire planet get resurfaced all at once?? An ongoing puzzle.

What happens in a planet like Venus where the mantle convects but the lithosphere doesn't. Any heat that makes it through the lithosphere must do so by conduction. The result is the accumulation of heat beneath the lithosphere. Over time, the upper mantle heats to a threshold where widespread melting occurs and the mechanical instability of a solid lithosphere resting on a molten asthenosphere causes the two regions to "overturn" in a paroxysm of subduction over a period of roughly 100 Ma, a period of intense volcanic activity during which heat is transported to the surface by advection. Venus' 500 Ma surface seems mostly to record the last turnover pulse, although evidence does point to some contemporary hot-spot style volcanism.

In effect, Venus could have brief temporary episodes of rapid plate tectonics separated by long periods of quiescence.

Of course, this erases any record of Venus' earlier history. Determining whether Venus ever had Earth-style plate tectonics will be a major priority of future exploration. The identification of distinct continental crust would be a clincher.


Internal heat and planetary differentiation - Astronomy

A differentiated object is one which has a layered internal structure sorted by the densities of the different components.

During the planetary formation stage of the early Solar System, the process of accretion produced homogeneous objects (planetesimals) which had the same composition throughout. Materials of different densities were able to co-exist throughout these bodies until a certain size (a diameter of approximately 200 km) was reached. At this point, the internal heat (generated through gravitational compression, energy from impacts, radioactive decay, and perhaps tidal forces) was sufficient to melt the interior of the object. When this happened, the densest material sunk towards the centre to form a core, while the lighter material floated to the surface to form a mantle and crust in a process called ‘gravitational differentiation’.

ਸਵਿਨਬਰਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਵਿਖੇ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਦਾ Onlineਨਲਾਈਨ ਅਧਿਐਨ ਕਰੋ
ਸਾਰੀ ਸਮੱਗਰੀ © ਸਵਿਨਬਰਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਆਫ ਟੈਕਨਾਲੋਜੀ ਹੈ ਸਿਵਾਏ ਸਿਵਾਏ ਜਿੱਥੇ.