در حال ویرایش نظریه برخورد بزرگ
هشدار: شما وارد نشدهاید. نشانی آیپی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایشهایتان به نام کاربریتان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را میتوان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که میخواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثیسازی ویرایش را به پایان ببرید.
نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
سطر ۶: | سطر ۶: | ||
* نمونههایی از [[سنگهای ماه]] که نشان میدهند روزی سطح ماه مذاب بوده | * نمونههایی از [[سنگهای ماه]] که نشان میدهند روزی سطح ماه مذاب بوده | ||
* هستهی به نسبت کوچک آهنی ماه، چگالی کوچکتر ماه در مقایسه با زمین | * هستهی به نسبت کوچک آهنی ماه، چگالی کوچکتر ماه در مقایسه با زمین | ||
− | * شواهدی از برخوردهای مشابه در دیگر سیستمهای | + | * شواهدی از برخوردهای مشابه در دیگر سیستمهای ستارهای (که [[دیسکهای برافزایشی]] را ایجاد میکنند) |
− | * و برخوردهای بزرگی که در نظریات شکلگیری | + | * و برخوردهای بزرگی که در نظریات شکلگیری منظومهی شمسی وجود دارند. |
البته با این وجود حتی دربارهی بهترین مدلهای برخورد بزرگ نیز سوالهایی بی پاسخ باقی میمانند. انرژی زیاد حاصل از چنین برخوردی زمین را به حدی گرم میکند که اقیانوسی از ماگما در سطح آن شکل بگیرد؛ اما هنوز شواهدی از ته نشین شدن عناصر سنگینتر به سمت جبهی زمین که نتیجهی ذوب سطحی است، به دست نیامده است. در حال حاضر هیچ مدل یکپارچه و کارآمدی که مراحل تحول قرص غبار اطراف زمین که پس از برخورد شکل گرفته است تا شکل گیری یک جرم واحد (ماه) را توصیف کند، وجود ندارد. سوالات دیگری که باقی میمانند شامل موارد زیر نیز میشوند: | البته با این وجود حتی دربارهی بهترین مدلهای برخورد بزرگ نیز سوالهایی بی پاسخ باقی میمانند. انرژی زیاد حاصل از چنین برخوردی زمین را به حدی گرم میکند که اقیانوسی از ماگما در سطح آن شکل بگیرد؛ اما هنوز شواهدی از ته نشین شدن عناصر سنگینتر به سمت جبهی زمین که نتیجهی ذوب سطحی است، به دست نیامده است. در حال حاضر هیچ مدل یکپارچه و کارآمدی که مراحل تحول قرص غبار اطراف زمین که پس از برخورد شکل گرفته است تا شکل گیری یک جرم واحد (ماه) را توصیف کند، وجود ندارد. سوالات دیگری که باقی میمانند شامل موارد زیر نیز میشوند: | ||
سطر ۱۷: | سطر ۱۷: | ||
در سال 1898، [[جورج داروین]] نخستین کسی بود که پیشنهاد داد در ابتدا، زمین و ماه یک جسم بودهاند. نظریهی داروین این گونه شکلگیری ماه را توجیه میکرد که ماه مذاب، به دلیل نیروی مرکزگریز حاصل از چرخش سریع زمین به دور خود، از آن به بیرون پرتاب شده است؛ و این توجیه برای شکلگیری ماه، در بیشتر مجامع علمی پذیرفته شد. با استفاده از [[مکانیک نیوتونی]]، داروین محاسبه کرد که ماه در گذشته به زمین نزدیکتر بوده و از آن دور میشود. این دور شدن تدریجی در آینده توسط آزمایشات شوروی و آمریکا با کارگذاشتن لیزر روی سطح ماه، اثبات شد. | در سال 1898، [[جورج داروین]] نخستین کسی بود که پیشنهاد داد در ابتدا، زمین و ماه یک جسم بودهاند. نظریهی داروین این گونه شکلگیری ماه را توجیه میکرد که ماه مذاب، به دلیل نیروی مرکزگریز حاصل از چرخش سریع زمین به دور خود، از آن به بیرون پرتاب شده است؛ و این توجیه برای شکلگیری ماه، در بیشتر مجامع علمی پذیرفته شد. با استفاده از [[مکانیک نیوتونی]]، داروین محاسبه کرد که ماه در گذشته به زمین نزدیکتر بوده و از آن دور میشود. این دور شدن تدریجی در آینده توسط آزمایشات شوروی و آمریکا با کارگذاشتن لیزر روی سطح ماه، اثبات شد. | ||
− | اما، محاسبات داروین نتوانست مکان کنونی ماه را به درستی توجیه کند؛ به عبارت دیگر با دنبال کردن مسیر ماه در جهات عکس، | + | اما، محاسبات داروین نتوانست مکان کنونی ماه را به درستی توجیه کند؛ به عبارت دیگر با دنبال کردن مسیر ماه در جهات عکس، نمی توانست آن را تا رسیدن به سطح زمین دنبال کند. در سال 1946، [[رجینالد آلدوورث دالی]] از دانشگاه هاروارد، با نظریهی داروین مخالفت کرد، و نظریهی خود را که به جای نیروی گریز از مرکز بر اساس یک برخورد بزرگ استوار بود مطرح کرد. توجه کمی به نظریهی پروفسور دالی شد، تا آن که در کنفرانسی در خصوص اقمار در سال 1974 این نظریه بار دیگر مطرح شد و در سال 1975 توسط دکتر [[ویلیام ک. هارتمن]] و دونالد آر. دیویس در نشریهی علمی [[ایکاروس]] به چاپ رسید و مورد بحث و بررسی قرار گرفت. مدل آنها پیشنهاد میکند که در روزهای پایانی [[شکل گیری منظومه شمسی]]، تعداد زیادی اجرام به اندازهی اقمار، در [[فضای میان سیاره ای]] سرگردان بودند، و میتوانستند با سیارات برخورد کنند یا توسط آنها به دام بیفتند. آنها پیشنهاد کردند که احتمالا یکی از این اجرام با زمین برخورد کرده، مقدار زیادی از مواد با ترکیبات شیمیایی فرار اندک را از آن به بیرون پرتاب کرده و این مواد پس از برافزایش دوباره، ماه را تشکیل دادهاند. این برخورد به تنهایی میتواند بسیاری از ویژگیهای منحصر به فرد زمینشناختی و شیمیایی ماه را توجیه کند. |
رویکرد مشابهی توسط منجم کانادایی [[آلاستیر جی. دبلیو. کامرون]] و منجم آمریکایی [[ویلیام آر. وارد]] اتخاذ شد؛ نظریهی آنها بیان میکرد ماه از باقیماندهی حاصل از برخورد مماسی جسمی هم اندازهی [[مریخ]] با زمین تشکیل شده است. همچنین در این نظریه مطرح شده که تقریبا تمام پوستهی سیلیکاتی جسم برخوردکننده تبخیر شده، در صورتی که هستهی آهنی آن باقیمانده است. در نتیجه مقادیر زیادی از موادی که به مدار فرستاده شده، سیلیکات بوده است و در نتیجه ماه از نظر عناصر آهنی فقیر است. همچنین در پی این برخورد، اغلب مواد فرار از [[منظومه شمسی]] فرار کردهاند. | رویکرد مشابهی توسط منجم کانادایی [[آلاستیر جی. دبلیو. کامرون]] و منجم آمریکایی [[ویلیام آر. وارد]] اتخاذ شد؛ نظریهی آنها بیان میکرد ماه از باقیماندهی حاصل از برخورد مماسی جسمی هم اندازهی [[مریخ]] با زمین تشکیل شده است. همچنین در این نظریه مطرح شده که تقریبا تمام پوستهی سیلیکاتی جسم برخوردکننده تبخیر شده، در صورتی که هستهی آهنی آن باقیمانده است. در نتیجه مقادیر زیادی از موادی که به مدار فرستاده شده، سیلیکات بوده است و در نتیجه ماه از نظر عناصر آهنی فقیر است. همچنین در پی این برخورد، اغلب مواد فرار از [[منظومه شمسی]] فرار کردهاند. | ||
سطر ۲۷: | سطر ۲۷: | ||
==مدل اساسی برخورد== | ==مدل اساسی برخورد== | ||
− | منجمان معتقدند که برخورد بین زمین و تئا حدود 4.53 میلیارد سال پیش، یعنی حدود 30 تا 50 میلیون سال پس از آغاز شکلگیری | + | منجمان معتقدند که برخورد بین زمین و تئا حدود 4.53 میلیارد سال پیش، یعنی حدود 30 تا 50 میلیون سال پس از آغاز شکلگیری منظومهی شمسی اتفاق افتاده است. در ابعاد نجومی، این برخورد در سرعتهای متوسط اتفاق افتاده است. شبیهسازیهای رایانهای برای این برخورد، زاویهای حدود 45 درجه و سرعت اولیهای حدود km/s 4 را پیشنهاد میکنند. |
[[category:علوم سیارهای]] | [[category:علوم سیارهای]] |