تاريخ تكوين النظام الشمسي وفرضيات تطوره

📅 آخر تحديث: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة

بيير سيمون لابلاس ، أحد واضعي فرضية السديم

بدأ تاريخ الفكر العلمي حول تكوين وتطور النظام الشمسي مع الثورة الكوبرنيكية . ويعود أول استخدام موثق لمصطلح " النظام الشمسي " إلى عام 1704. [ 1 ] [ 2 ] ومنذ القرن السابع عشر، دأب الفلاسفة والعلماء على وضع فرضيات حول أصول النظام الشمسي والقمر، ومحاولة التنبؤ بكيفية تغير النظام الشمسي في المستقبل. وكان رينيه ديكارت أول من افترض بداية النظام الشمسي؛ إلا أن المزيد من العلماء انضموا إلى النقاش في القرن الثامن عشر، مما وضع الأساس لفرضيات لاحقة حول هذا الموضوع. وفي وقت لاحق، ولا سيما في القرن العشرين، بدأت تتبلور مجموعة متنوعة من الفرضيات، بما في ذلك فرضية السديم المقبولة على نطاق واسع اليوم .

في غضون ذلك، ظهرت فرضيات تفسر تطور الشمس في القرن التاسع عشر، لا سيما مع بدء العلماء بفهم كيفية عمل النجوم بشكل عام. في المقابل، ظلت الفرضيات التي تحاول تفسير نشأة القمر متداولة لقرون، على الرغم من أن جميع الفرضيات المقبولة على نطاق واسع قد ثبت خطؤها من خلال مهمات أبولو في منتصف القرن العشرين. بعد أبولو، في عام 1984، طُرحت فرضية الاصطدام العملاق ، لتحل محل نموذج التراكم الثنائي الذي سبق دحضه، باعتبارها التفسير الأكثر شيوعًا لتكوين القمر. [ 3 ]

وجهة نظر معاصرة

يُعرف النموذج الأكثر قبولًا لتكوين الكواكب باسم فرضية السديم . يفترض هذا النموذج أن النظام الشمسي تشكّل  قبل 4.6 مليار سنة نتيجة انهيار جاذبي لسحابة جزيئية عملاقة امتدت على عدة سنوات ضوئية . وقد تشكّلت العديد من النجوم ، بما فيها الشمس ، داخل هذه السحابة المنهارة. كان الغاز الذي شكّل النظام الشمسي أضخم قليلًا من الشمس نفسها. تركزت معظم الكتلة في المركز، مُشكّلةً الشمس، بينما تسطّحت الكتلة المتبقية لتُشكّل قرصًا كوكبيًا أوليًا ، تشكّلت منه جميع الكواكب والأقمار والكويكبات والأجرام السماوية الأخرى الموجودة حاليًا في النظام الشمسي.

فرضية التكوين

كان الفيلسوف والرياضي الفرنسي رينيه ديكارت أول من اقترح نموذجًا لأصل النظام الشمسي في كتابه " العالم" ، الذي كتبه بين عامي 1629 و1633. فقد رأى أن الكون مليء بدوامات من الجسيمات الدوارة، وأن الشمس والكواكب قد تكثفت من دوامة كبيرة انكمشت، وهو ما اعتقد أنه يفسر الحركة الدائرية للكواكب. إلا أن هذا كان قبل اكتشاف نظرية نيوتن للجاذبية ، التي توضح أن المادة لا تتصرف بهذه الطريقة. [ 4 ]

تصور الفنان لقرص كوكبي أولي

يعود نموذج الدوامات لعام 1944، [ 4 ] الذي صاغه الفيزيائي والفيلسوف الألماني كارل فريدريش فون فايتسكر ، إلى النموذج الديكارتي من خلال تضمينه نمطًا من الدوامات الناتجة عن الاضطراب في قرص سديم لابلاس. في نموذج فايتسكر، يمكن أن يؤدي الجمع بين دوران كل دوامة باتجاه عقارب الساعة ودوران النظام بأكمله عكس اتجاه عقارب الساعة إلى تحرك العناصر الفردية حول الكتلة المركزية في مدارات كبلرية ، مما يقلل من تبديد الطاقة الناتج عن الحركة الكلية. ومع ذلك، ستتصادم المادة بسرعة نسبية عالية في حدود الدوامات، وفي هذه المناطق، ستندمج دوامات صغيرة أسطوانية لتشكل تكثفات حلقية. وقد تعرضت هذه الفرضية لانتقادات كثيرة، لأن الاضطراب ظاهرة مرتبطة بالفوضى، ولن ينتج تلقائيًا البنية عالية التنظيم التي تتطلبها الفرضية. كما أنه لا يقدم حلاً لمشكلة الزخم الزاوي، ولا يفسر تكوين القمر وغيره من الخصائص الأساسية للنظام الشمسي. [ 5 ]

عُدِّل هذا النموذج [ 4 ] عام 1948 على يد الفيزيائي النظري الهولندي ديرك تير هار ، الذي افترض أن الدوامات المنتظمة تُهمل وتُستبدل باضطراب عشوائي، مما يؤدي إلى سديم كثيف للغاية لا يحدث فيه عدم استقرار جاذبي. وخلص إلى أن الكواكب لا بد أنها تشكلت عن طريق التراكم، وفسر الاختلاف في تركيبها باختلاف درجة الحرارة بين المناطق الداخلية والخارجية، حيث تكون الأولى أكثر سخونة والثانية أكثر برودة، لذا فإن المواد المقاومة للحرارة (غير المتطايرة) فقط هي التي تتكثف في المنطقة الداخلية. لكن من أبرز الصعوبات، وفقًا لهذا الافتراض، أن التبدد الاضطرابي يحدث على مدار ألف عام فقط، وهو ما لا يمنح وقتًا كافيًا لتشكل الكواكب.

تم اقتراح فرضية السديم لأول مرة في عام 1734 من قبل العالم السويدي إيمانويل سويدنبورغ [ 6 ] ثم قام الفيلسوف البروسي إيمانويل كانط بتوسيعها في عام 1755. وقد صاغ الفرنسي بيير سيمون لابلاس فرضية مماثلة بشكل مستقل في عام 1796. [ 7 ]

في عام ١٧٤٩، طرح جورج لويس لوكلير، كونت دي بوفون، فكرة أن الكواكب تشكلت عندما اصطدم مذنب بالشمس، دافعًا المادة لتشكيل الكواكب. إلا أن بيير سيمون لابلاس دحض هذه الفكرة عام ١٧٩٦، مصرحًا بأن أي كواكب تتشكل بهذه الطريقة ستصطدم في النهاية بالشمس. ورأى لابلاس أن المدارات شبه الدائرية للكواكب كانت نتيجة حتمية لتكوينها. [ ٨ ] واليوم، من المعروف أن المذنبات أصغر بكثير من أن تكون قد ساهمت في تكوين النظام الشمسي بهذه الطريقة. [ ٨ ]

في عام 1755، افترض إيمانويل كانط أن السدم المرصودة قد تكون مناطق لتكوين النجوم والكواكب. وفي عام 1796، فصّل لابلاس هذا الافتراض بالقول إن السديم ينهار ليتحول إلى نجم، ومع انهياره، تدور المادة المتبقية تدريجيًا نحو الخارج لتشكل قرصًا مسطحًا، والذي بدوره يشكل الكواكب. [ 8 ]

الفرضيات البديلة

على الرغم من وجاهة فرضية السديم للوهلة الأولى، إلا أنها لا تزال تواجه عقبة الزخم الزاوي ؛ فلو كانت الشمس قد تشكلت بالفعل من انهيار سحابة كهذه، لكانت الكواكب تدور ببطء شديد. والشمس، رغم أنها تحتوي على ما يقارب 99.9% من كتلة النظام، لا تحتوي إلا على 1% فقط من زخمه الزاوي، [ 9 ] مما يعني أن الشمس يجب أن تدور بسرعة أكبر بكثير.

فرضية المد والجزر

أدت محاولات حل مشكلة الزخم الزاوي إلى التخلي مؤقتًا عن فرضية السديم لصالح العودة إلى فرضية "الجسمين". [ 8 ] لعدة عقود، فضّل العديد من علماء الفلك فرضية المد والجزر أو شبه التصادم التي طرحها جيمس جينز عام 1917، والتي تفترض أن اقتراب نجم آخر من الشمس أدى في النهاية إلى تكوين النظام الشمسي. كان من شأن هذا الاقتراب الشديد أن يسحب كميات كبيرة من المادة من الشمس والنجم الآخر بفعل قوى المد والجزر المتبادلة بينهما ، والتي كان من الممكن أن تتكثف بعد ذلك لتشكل كواكب. [ 8 ] في عام 1929، اعترض عالم الفلك هارولد جيفريز على هذه الفرضية ، مؤكدًا أن حدوث مثل هذا الاقتراب الشديد من الشمس أمر مستبعد للغاية. [ 8 ] كما اعترض عالم الفلك الأمريكي هنري نوريس راسل على هذه الفرضية، موضحًا أنها تواجه مشاكل تتعلق بالزخم الزاوي للكواكب الخارجية، حيث تكافح هذه الكواكب لتجنب إعادة امتصاصها من قبل الشمس. [ 10 ]

نموذج تشامبرلين-مولتون

في عام 1900، أثبت فورست مولتون أن فرضية السدم لا تتوافق مع الملاحظات بسبب الزخم الزاوي. وفي عام 1904، طرح مولتون وتشامبرلين فرضية الكواكب الصغيرة . [ 11 ] ومثل العديد من علماء الفلك في ذلك الوقت، اعتقدوا أن صور "السدم الحلزونية" من مرصد ليك كانت دليلاً مباشراً على تكوين أنظمة كوكبية ، والتي تبين لاحقاً أنها مجرات.

اقترح مولتون وتشامبرلين أن نجمًا قد مرّ بالقرب من الشمس في بدايات حياته، مما تسبب في انتفاخات مدية، وأن هذا، إلى جانب العملية الداخلية التي تؤدي إلى بروزات شمسية، نتج عنه قذف خيوط من المادة من كلا النجمين. وبينما سقط معظم هذه المادة عائدًا، بقي جزء منها في مداره. بردت هذه الخيوط لتتحول إلى العديد من الكويكبات الصغيرة الصلبة وعدد قليل من الكواكب الأولية الأكبر حجمًا . حظي هذا النموذج بدعم قوي لنحو ثلاثة عقود، لكنه فقد شعبيته بحلول أواخر الثلاثينيات، وتم التخلي عنه في الأربعينيات بعد إدراك عدم توافقه مع الزخم الزاوي لكوكب المشتري. مع ذلك، تم الإبقاء على جزء من الفرضية، وهو تراكم الكويكبات. [ 4 ]

سيناريو ليتلتون

في عامي 1937 و1940، افترض ريموند ليتلتون أن نجمًا مرافقًا للشمس اصطدم بنجم عابر. [ 4 ] كان هنري راسل قد اقترح سيناريو مماثلًا ورفضه في عام 1935، على الرغم من أنه ربما كان أكثر ترجيحًا بافتراض أن الشمس وُلدت في عنقود مفتوح ، حيث تكثر تصادمات النجوم. بيّن ليتلتون أن الكواكب الأرضية أصغر من أن تتكثف بمفردها، واقترح أن كوكبًا أوليًا ضخمًا انقسم إلى قسمين بسبب عدم استقرار دوراني، مُشكِّلًا كوكبَي المشتري وزحل، مع خيط رابط بينهما تشكلت منه الكواكب الأخرى. تضمن نموذج لاحق، من عامي 1940 و1941، نظامًا نجميًا ثلاثيًا، ثنائيًا بالإضافة إلى الشمس، حيث اندمج النظام الثنائي ثم انقسم لاحقًا بسبب عدم استقرار دوراني، وانفصل عن النظام، تاركًا خيطًا تشكل بينهما ليتم التقاطه بواسطة الشمس. تنطبق اعتراضات ليمان سبيتزر على هذا النموذج أيضًا.

نموذج بنية النطاق

في أعوام 1954 و1975 و1978، [ 12 ] أدرج عالم الفيزياء الفلكية السويدي هانز ألفين التأثيرات الكهرومغناطيسية في معادلات حركة الجسيمات، وشرح توزيع الزخم الزاوي والاختلافات التركيبية. في عام 1954، اقترح لأول مرة بنية النطاقات، حيث ميّز سحابة A، التي تحتوي في الغالب على الهيليوم مع بعض شوائب الجسيمات الصلبة ("مطر النيازك")، وسحابة B التي تحتوي في الغالب على الكربون، وسحابة C التي تحتوي بشكل أساسي على الهيدروجين، وسحابة D التي تتكون بشكل أساسي من السيليكون والحديد. تشكل المريخ والقمر (الذي استولت عليه الأرض لاحقًا) من الشوائب الموجودة في السحابة A، وانهارت الشوائب الموجودة في السحابة B لتشكيل الكواكب الخارجية، وتكثفت السحابة C إلى عطارد والزهرة والأرض وحزام الكويكبات وأقمار المشتري وحلقات زحل، بينما تشكل بلوتو وتريتون والأقمار الخارجية لزحل وأقمار أورانوس وحزام كايبر وسحابة أورت من السحابة D.

فرضية السحابة بين النجوم

في عام 1943، اقترح الفلكي السوفيتي أوتو شميدت أن الشمس، بشكلها الحالي، مرت عبر سحابة كثيفة بين النجوم وظهرت محاطة بسحابة من الغبار والغاز، والتي تشكلت منها الكواكب في نهاية المطاف. وقد حل هذا الاقتراح مشكلة الزخم الزاوي بافتراض أن دوران الشمس البطيء خاص بها وأن الكواكب لم تتشكل في الوقت نفسه مع الشمس. [ 8 ] ومن بين التوسعات التي طُورت على هذا النموذج، والتي شكلت مجتمعة المدرسة الروسية، غوريفيتش وليبيدينسكي في عام 1950، وسافرونوف في عامي 1967 و1969، وروسكول في عام 1981، وسافرونوف وفيتيازيف في عام 1985، وسافرونوف وروسكول في عام 1994، وغيرهم. [ 4 ] ومع ذلك، فقد دُحضت هذه الفرضية بشدة من قبل فيكتور سافرونوف ، الذي أظهر أن الوقت اللازم لتكوين الكواكب من مثل هذا الغلاف المنتشر سيتجاوز بكثير العمر المحدد للنظام الشمسي. [ 8 ]

قام راي ليتلتون بتعديل الفرضية من خلال إظهار أن وجود جسم ثالث ليس ضروريًا واقتراح أن آلية تراكم الخط، كما وصفها بوندي وهويل في عام 1944، مكنت من التقاط مادة السحابة بواسطة النجم (ويليامز وكريمين، 1968، المرجع السابق).

فرضية هويل

في نموذج هويل لعام 1944، [ 4 ] انفجر النجم المرافق للشمس كمستعر أعظم، حيث التقطت الشمس المادة المقذوفة وتشكلت الكواكب من هذه المادة. وفي نسخة لاحقة بعد عام، كان مستعرًا أعظم. في عام 1955، اقترح نظامًا مشابهًا لنظام لابلاس، ثم أعاد طرح الفكرة بتفاصيل رياضية أكثر في عام 1960. يختلف نموذج هويل عن نموذج لابلاس في وجود عزم مغناطيسي بين القرص والشمس، والذي بدأ مفعوله فورًا؛ وإلا لكانت كميات متزايدة من المادة قد قُذفت، مما كان سيؤدي إلى نظام كوكبي ضخم يتجاوز حجم النظام الحالي ويُضاهي حجم الشمس. تسبب العزم في اقتران مغناطيسي وعمل على نقل الزخم الزاوي من الشمس إلى القرص. وكان لا بد أن تبلغ شدة المجال المغناطيسي 1 غاوس. يعتمد وجود العزم على تجمد خطوط القوة المغناطيسية في القرص، وهي نتيجة لنظرية معروفة في الديناميكا المغناطيسية المائية (MHD) حول خطوط القوة المتجمدة. بما أن درجة حرارة التكثيف الشمسي عند قذف القرص لم تكن لتتجاوز 1000 كلفن (730 درجة مئوية؛ 1340 درجة فهرنهايت) ، فلا بد أن العديد من المواد المقاومة للحرارة كانت صلبة، ربما على شكل جزيئات دخان دقيقة، نمت مع التكثيف والتراكم. لم تكن هذه الجزيئات لتُجرف مع القرص إلا إذا كان قطرها عند مدار الأرض أقل من متر واحد، لذا مع تحرك القرص للخارج، بقي قرص فرعي يتكون من مواد مقاومة للحرارة فقط، حيث تشكلت الكواكب الأرضية. يتوافق هذا النموذج مع كتلة الكواكب وتكوينها وتوزيع الزخم الزاوي الذي وفر الاقتران المغناطيسي. مع ذلك، فهو لا يفسر التوأمة، والكتلة المنخفضة للمريخ وعطارد، وأحزمة الكويكبات. وقد صاغ ألففين مفهوم خطوط المجال المغناطيسي المتجمدة.   

فرضية كويبر

جادل جيرارد كويبر عام 1944 [ 4 ] ، على غرار تير هار، باستحالة وجود دوامات منتظمة، وافترض أن اضطرابات جاذبية كبيرة قد تحدث في السديم الشمسي، مُشكّلةً تكثفات. في هذه الحالة، قد يكون السديم الشمسي مُتحدًا في تكوينه مع الشمس أو مُستحوذًا عليه منها. سيُحدد توزيع الكثافة ما يُمكن أن يتشكل، نظامًا كوكبيًا أو نجمًا مُرافقًا. وقد افترض أن هذين النوعين من الكواكب ناتجان عن حد روش. لم يُقدّم أي تفسير لدوران الشمس البطيء، الذي اعتبره كويبر مشكلة أكبر تتعلق بنجوم G.

فرضية ويبل

في سيناريو فريد ويبل لعام 1948، [ 4 ] انكمشت سحابة دخانية قطرها حوالي 60,000 وحدة فلكية وكتلتها تعادل كتلة الشمس ( M☉ ) لتُنتج الشمس. كان زخمها الزاوي ضئيلاً، مما يفسر تشابه خصائصها مع الشمس. استحوذت هذه السحابة الدخانية على سحابة أصغر ذات زخم زاوي كبير. استغرق انهيار السديم الدخاني والغازي الكبير حوالي 100 مليون سنة، وكان معدل الانهيار بطيئًا في البداية، ثم ازداد في المراحل اللاحقة. تكثفت الكواكب من سحب صغيرة تشكلت داخل السحابة الثانية أو استحوذت عليها. ستكون مداراتها دائرية تقريبًا لأن التراكم سيقلل من الانحراف المداري نتيجة لتأثير الوسط المقاوم، وستكون اتجاهات المدارات متشابهة بسبب حجم السحابة الصغيرة واتجاه الحركة المشترك. ربما ارتفعت درجة حرارة الكواكب الأولية إلى مستويات عالية جدًا، مما أدى إلى فقدان المركبات الأكثر تطايرًا، وانخفاض سرعة دورانها مع ازدياد المسافة، وبالتالي تأثر الكواكب الأرضية بشكل أكبر. مع ذلك، كان هذا السيناريو ضعيفًا، إذ أن جميع الانتظامات النهائية تقريبًا مُفترضة مسبقًا، ولم تدعم الحسابات الكمية معظم الفرضيات. لهذه الأسباب، لم يحظَ هذا السيناريو بقبول واسع.

نموذج يوري

طرح الكيميائي الأمريكي هارولد أوري ، مؤسس علم الكيمياء الكونية ، سيناريو [ 4 ] في أعوام 1951 و1952 و1956 و1966، مستندًا بشكل كبير إلى النيازك. استخدم نموذجه أيضًا معادلات تشاندراسيكار للاستقرار، وحصل على توزيع الكثافة في قرص الغاز والغبار المحيط بالشمس البدائية. ولتفسير احتفاظ الكواكب الأرضية بعناصر متطايرة كالزئبق، افترض وجود هالة متوسطة السماكة من الغاز والغبار تحمي الكواكب من أشعة الشمس. ولتكوين الماس، كان لا بد من تشكل بلورات الكربون النقي، وأجسام بحجم القمر، وكرات غازية غير مستقرة جاذبيًا في القرص، مع تبدد الغاز والغبار في مرحلة لاحقة. انخفض الضغط مع فقدان الغاز وتحول الماس إلى جرافيت، بينما تعرض الغاز لضوء الشمس. في ظل هذه الظروف، سيحدث تأين كبير ، وسيتسارع الغاز بفعل المجالات المغناطيسية، وبالتالي يمكن نقل الزخم الزاوي من الشمس. افترض أوري أن هذه الأجسام بحجم القمر قد دُمرت بفعل التصادمات، حيث يتبدد الغاز تاركًا وراءه مواد صلبة تتجمع في النواة، وتُدفع الشظايا الأصغر الناتجة بعيدًا في الفضاء، بينما تبقى الشظايا الأكبر وتتراكم لتشكل الكواكب. واقترح أن القمر كان نواة ناجية من هذا النوع.

فرضية الكوكب الأولي

في أعوام 1960 و1963 و1978، اقترح دبليو إتش مكريا فرضية الكواكب الأولية، التي تفترض أن الشمس والكواكب اندمجت بشكل منفصل من مادة داخل سحابة واحدة، ثم اجتذبت جاذبية الشمس الأكبر الكواكب الأصغر حجمًا لاحقًا. [ 8 ] تشمل هذه الفرضية الانشطار في سديم كوكبي أولي، وتستبعد السديم الشمسي. تشكلت الشمس والكواكب الأولية من تجمعات من الندف، التي يُفترض أنها تُكوّن الاضطراب فوق الصوتي الذي يُفترض حدوثه في المادة بين النجوم التي تولد منها النجوم، ثم انقسمت هذه الأخيرة لتكوين الكواكب. لم يستطع الجزآن البقاء مرتبطين جاذبيًا بنسبة كتلة لا تقل عن 8 إلى 1، وبالنسبة للكواكب الداخلية، دخلت في مدارات مستقلة، بينما بالنسبة للكواكب الخارجية، خرج جزء منها من النظام الشمسي. كان الكوكبان الأوليان الداخليان هما الزهرة وعطارد، والأرض والمريخ. تشكلت أقمار الكواكب الكبرى من "قطرات" في العنق الذي يربط جزئي الكوكب الأولي. قد تفسر هذه القطرات وجود بعض الكويكبات. أما الكواكب الأرضية، فلا تمتلك أقمارًا رئيسية، وهو ما لا يفسر وجود القمر . تتنبأ هذه الفرضية أيضًا ببعض الملاحظات، مثل التشابه في السرعة الزاوية للمريخ والأرض، مع فترات دوران وميل محوري متقاربة. في هذا النموذج، توجد ستة كواكب رئيسية: كوكبان أرضيان، الزهرة والأرض؛ وكوكبان رئيسيان، المشتري وزحل؛ وكوكبان خارجيان، أورانوس ونبتون، بالإضافة إلى ثلاثة كواكب أصغر: عطارد والمريخ وبلوتو.

تتضمن هذه الفرضية بعض المشاكل، مثل عدم قدرتها على تفسير حقيقة أن الكواكب تدور جميعها حول الشمس في نفس الاتجاه بانحراف مداري منخفض نسبياً، وهو أمر يبدو مستبعداً للغاية إذا تم أسر كل منها على حدة. [ 8 ]

فرضية كاميرون

في فرضية عالم الفلك الأمريكي أليستير جي دبليو كاميرون عامي 1962 و1963، [ 4 ] كان النجم الأولي، بكتلة تعادل كتلة شمس أو شمسين وقطر يبلغ حوالي 100,000 وحدة فلكية، غير مستقر جاذبيًا، فانهار وتفكك إلى وحدات أصغر. وكان المجال المغناطيسي حوالي 1/100,000 غاوس. وخلال الانهيار، التوى خط المجال المغناطيسي. كان الانهيار سريعًا وحدث نتيجة لتفكك جزيئات الهيدروجين، متبوعًا بتأين الهيدروجين والتأين المزدوج للهيليوم. أدى الزخم الزاوي إلى عدم استقرار دوراني، مما أنتج قرصًا لابلاسيًا. في هذه المرحلة، أزال الإشعاع الطاقة الزائدة، وبرد القرص خلال فترة قصيرة نسبيًا تبلغ حوالي مليون سنة، ثم حدث التكثف إلى ما يسميه ويبل بالجسيمات المذنبة. أدى تجمع هذه الأجرام المذنبة إلى تكوين كواكب عملاقة، والتي بدورها أنتجت أقراصًا أثناء تشكلها، وتطورت لاحقًا إلى أنظمة قمرية. وشمل تكوين الكواكب الأرضية والمذنبات والكويكبات عمليات التفكك والتسخين والانصهار والتصلب. كما وضع كاميرون فرضية الاصطدام العملاق لتفسير نشأة القمر.

فرضية الالتقاط

تفترض فرضية الاستحواذ، التي اقترحها مايكل مارك وولفسون عام 1964، أن النظام الشمسي تشكل من تفاعلات المد والجزر بين الشمس ونجم أولي منخفض الكثافة . وقد سحبت جاذبية الشمس مواد من الغلاف الجوي المنتشر للنجم الأولي، والذي انهار بعد ذلك ليشكل الكواكب. [ 14 ]

بما أن الكواكب التي يتم أسرها ستكون لها مدارات بيضاوية في البداية، فقد اقترح دورماند وولفسون [ 15 ] [ 16 ] إمكانية حدوث تصادم. افترضا أن خيطًا نجميًا قد قذفه نجم أولي عابر، ثم احتضنته الشمس، مما أدى إلى تكوين الكواكب. وفقًا لهذه الفكرة، كان هناك 6 كواكب أصلية، تُقابل 6 كتل نقطية في الخيط النجمي، حيث اصطدم الكوكبان A و B ، وهما الأقرب إلى الشمس. تم قذف الكوكب A ، الذي تبلغ كتلته 200 ضعف كتلة الأرض، خارج النظام الشمسي، بينما انقسم الكوكب B ، الذي تُقدر كتلته بـ 25 ضعف كتلة الأرض، إلى الأرض والزهرة. عطارد هو أيضًا جزء من الكوكب B. المريخ والقمر هما قمران هاربان من الكوكب A. بلوتو إما جزء من التصادم [ 15 ] أو قمر سابق لنبتون أُرسل إلى مدار شمسي مركزي بواسطة تريتون، وهو قمر آخر من أقمار الكوكب A.الأقمار السابقة لكوكب بلوتو، والتي شكلت شارون نتيجة للتفكك المدّي لبلوتو. كما أدى الاصطدام إلى تكوين حزام الكويكبات وسحابة أورت. [ 17 ]

تصنيف الفرضيات

قام جينز، في عام 1931، بتقسيم النماذج المختلفة إلى مجموعتين: تلك التي تأتي فيها مادة تكوين الكواكب من الشمس، وتلك التي لا تأتي فيها من الشمس وقد تكون متزامنة أو متتالية. [ 4 ]

في عام 1963، قسم ويليام مكريا هذه النظريات إلى مجموعتين أخريين: تلك التي تربط تكوين الكواكب بتكوين الشمس، وتلك التي يكون فيها تكوين الكواكب مستقلاً عن تكوين الشمس، حيث تتشكل الكواكب بعد أن تصبح الشمس نجمًا عاديًا. [ 4 ]

ميز تير هار وكاميرون [ 18 ] بين تلك الفرضيات التي تعتبر نظامًا مغلقًا، وهو تطور للشمس وربما غلاف شمسي، يبدأ بشمس أولية بدلاً من الشمس نفسها، ويذكران أن بيلوت يسمي هذه الفرضيات أحادية؛ وتلك التي تعتبر نظامًا مفتوحًا، حيث يوجد تفاعل بين الشمس وجسم غريب يفترض أنه كان الخطوة الأولى في التطورات المؤدية إلى النظام الكوكبي، ويذكران أن بيلوت يسمي هذه الفرضيات ثنائية.

صنّف هيرفيه ريفز [ 19 ] هذه النجوم إلى نجوم متحدة التكوين مع الشمس وأخرى غير متحدة التكوين، كما أخذ في الاعتبار تكوينها من مواد نجمية وبين نجمية متغيرة أو غير متغيرة. وحدد أربع مجموعات: نماذج مبنية على السديم الشمسي، وضعها سويدنبورغ وكانط ولابلاس في القرن الثامن عشر؛ وفرضيات تقترح سحابة تم التقاطها من الفضاء بين النجمي، وكان من أبرز مؤيديها ألففين وغوستاف أرهينيوس عام 1978؛ وفرضيات الأنظمة الثنائية التي تقترح أن نجمًا شقيقًا قد تفكك بطريقة ما، والتقطت الشمس جزءًا من مادته المتلاشية، وكان ليتلتون أبرز واضعي هذه الفرضية في أربعينيات القرن العشرين؛ وأفكار الخيوط النجمية القريبة لجينز وجيفريز وولفسون ودورماند.

قام إيوان ب. ويليامز وآلان ويليام كريمين [ 4 ] بتقسيم النماذج إلى فئتين: الأولى تعتبر أصل الكواكب وتكوينها مرتبطين بشكل أساسي بالشمس، حيث تحدث عمليتا التكوين بالتزامن أو بالتتابع، والثانية تعتبر تكوين الكواكب مستقلاً عن عملية تكوين الشمس، أي أن الكواكب تتكون بعد أن تصبح الشمس نجمًا عاديًا. وتنقسم الفئة الأخيرة إلى فئتين فرعيتين: نماذج تُستخرج فيها المادة اللازمة لتكوين الكواكب إما من الشمس أو من نجم آخر، ونماذج تُكتسب فيها المادة من الفضاء بين النجوم. وخلص الباحثان إلى أن أفضل النماذج هي نموذج هويل للاقتران المغناطيسي ونموذج مكريا للتجمعات النجمية.

لقد أقر وولفسون [ 20 ] بالنماذج الأحادية، والتي شملت لابلاس، وديكارت، وكانط، وفايتساكر، والنماذج الثنائية، والتي شملت بوفون، وتشامبرلين-مولتون، وجينز، وجيفريز، وشميدت-ليتلتون.

عودة ظهور فرضية السديم

نجم بيتا بيكتوريس كما رصده تلسكوب هابل الفضائي

في عام 1978، أعاد عالم الفلك أندرو جيه آر برنتيس إحياء نموذج السديم اللابلاسي في نظريته اللابلاسية الحديثة، مقترحًا أن مشكلة الزخم الزاوي يُمكن حلها بواسطة مقاومة حبيبات الغبار في القرص الأصلي، والتي تُبطئ الدوران في المركز. [ 8 ] [ 21 ] كما اقترح برنتيس أن الشمس الفتية نقلت بعض الزخم الزاوي إلى القرص الكوكبي الأولي والكواكب الصغيرة عبر قذفات فوق صوتية يُعتقد أنها تحدث في نجوم تي تاوري. [ 8 ] [ 22 ] ومع ذلك، فقد تم التشكيك في فرضيته بأن مثل هذا التكوين سيحدث في حلقات أو أسطوانات، حيث أن أي حلقات من هذا القبيل ستتشتت قبل أن تنهار لتُشكّل كواكب. [ 8 ]

يمكن تتبع أصول الفرضية الحديثة والمقبولة على نطاق واسع لتكوين الكواكب، وهي نموذج القرص السديمي الشمسي (SNDM)، إلى أعمال عالم الفلك السوفيتي فيكتور سافرونوف . [ 23 ] كان لكتابه "تطور السحابة الكوكبية الأولية وتكوين الأرض والكواكب" ، [ 24 ] الذي تُرجم إلى الإنجليزية عام 1972، أثرٌ بالغٌ على طريقة تفكير العلماء في تكوين الكواكب. [ 25 ] في هذا الكتاب، صِيغت جميع المشكلات الرئيسية تقريبًا في عملية تكوين الكواكب، وحُلّ بعضها. طُوّرت أفكار سافرونوف لاحقًا في أعمال جورج ويثرل ، الذي اكتشف التراكم الجامح. [ 8 ] بحلول أوائل ثمانينيات القرن العشرين، عادت فرضية السديم في شكل نموذج القرص السديمي الشمسي إلى الواجهة، مدفوعةً باكتشافين رئيسيين في علم الفلك. أولًا، وُجد أن العديد من النجوم الفتية، مثل بيتا بيكتوريس ، محاطة بأقراص من الغبار البارد، كما تنبأت به فرضية السديم. ثانيًا، رصد القمر الصناعي الفلكي بالأشعة تحت الحمراء ، الذي أُطلق عام ١٩٨٣، أن العديد من النجوم لديها فائض من الإشعاع تحت الأحمر، وهو ما يمكن تفسيره بوجود أقراص من مادة أكثر برودة تدور حولها.

القضايا العالقة

في حين أن الصورة العامة لفرضية السديم مقبولة على نطاق واسع، [ 26 ] فإن العديد من التفاصيل غير مفهومة جيدًا وما زالت قيد التحسين.

تم تطوير النموذج السديمي المُحسَّن بالكامل بناءً على رصد النظام الشمسي، لأنه كان النموذج الوحيد المعروف حتى منتصف التسعينيات. لم يكن يُفترض بثقة أنه قابل للتطبيق على نطاق واسع على أنظمة كوكبية أخرى ، على الرغم من حرص العلماء على اختباره من خلال اكتشاف أقراص كوكبية أولية أو حتى كواكب تدور حول نجوم أخرى. [ 27 ] وحتى 30 أغسطس/آب 2013، كشف اكتشاف 941 كوكبًا خارج المجموعة الشمسية [ 28 ] عن العديد من المفاجآت، مما استدعى مراجعة النموذج السديمي ليُفسِّر هذه الأنظمة الكوكبية المكتشفة، أو النظر في نماذج جديدة.

من بين الكواكب الخارجية المكتشفة حتى الآن كواكب بحجم كوكب المشتري أو أكبر، لكنها تتميز بفترات مدارية قصيرة جدًا لا تتجاوز بضع ساعات. يجب أن تدور هذه الكواكب على مقربة شديدة من نجومها، لدرجة أن أغلفةها الجوية ستُجرّد تدريجيًا بفعل الإشعاع الشمسي. [ 29 ] [ 30 ] لا يوجد إجماع حول كيفية تفسير هذه الكواكب التي تُسمى " المشتريات الحارة" ، لكن إحدى الأفكار الرئيسية هي هجرة الكواكب ، على غرار العملية التي يُعتقد أنها نقلت أورانوس ونبتون إلى مداريهما الحاليين البعيدين. تشمل العمليات المحتملة التي تُسبب هذه الهجرة الاحتكاك المداري بينما لا يزال القرص الكوكبي الأولي ممتلئًا بغازي الهيدروجين والهيليوم [ 31 ] وتبادل الزخم الزاوي بين الكواكب العملاقة والجسيمات الموجودة في القرص الكوكبي الأولي. [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]

تُعدّ الخصائص التفصيلية للكواكب مشكلة أخرى. تفترض فرضية السديم الشمسي أن جميع الكواكب ستتشكل تمامًا في مستوى مسار الشمس الظاهري. في المقابل، تتميز مدارات الكواكب التقليدية بميلان طفيف متفاوت بالنسبة لمستوى مسار الشمس الظاهري. علاوة على ذلك، يُتوقع أن دوران الكواكب الغازية العملاقة وأقمارها لن يكون مائلاً بالنسبة لمستوى مسار الشمس الظاهري. مع ذلك، فإن معظم الكواكب الغازية العملاقة لها ميل محوري كبير بالنسبة لمستوى مسار الشمس الظاهري، حيث يبلغ ميل أورانوس 98 درجة. [ 35 ] يُعدّ كبر حجم القمر نسبيًا مقارنةً بالأرض، بالإضافة إلى وجود أقمار أخرى في مدارات غير منتظمة بالنسبة لكواكبها، مسألة أخرى. يُعتقد الآن أن هذه الملاحظات تُفسَّر بأحداث وقعت بعد التكوين الأولي للنظام الشمسي. [ 36 ]

فرضيات تطور الشمس

بدأت محاولات عزل المصدر المادي لطاقة الشمس، وبالتالي تحديد متى وكيف قد تنفد في نهاية المطاف، في القرن التاسع عشر.

انكماش كلفن-هيلمهولتز

في القرن التاسع عشر، كان الرأي العلمي السائد حول مصدر حرارة الشمس هو أنها ناتجة عن الانكماش بفعل الجاذبية . في أربعينيات القرن التاسع عشر، اقترح الفلكيان جيه آر ماير وجيه جيه واترسون لأول مرة أن وزن الشمس الهائل سيؤدي إلى انهيارها على نفسها، مما يولد حرارة. وقد توسع كل من هيرمان فون هيلمهولتز واللورد كلفن في شرح هذه الفكرة عام 1854، مشيرين إلى أن الحرارة قد تنتج أيضًا عن اصطدام النيازك بسطح الشمس. [ 37 ] واقترحت النظريات في ذلك الوقت أن النجوم تتطور بالانتقال نزولًا على طول التسلسل الرئيسي لمخطط هرتزبرونغ-راسل ، بدءًا من عمالقة حمراء منتشرة قبل أن تنكمش وتسخن لتصبح نجومًا زرقاء في التسلسل الرئيسي ، ثم تنحدر أكثر لتصبح أقزامًا حمراء قبل أن تنتهي أخيرًا كأقزام سوداء باردة وكثيفة . مع ذلك، لا تملك الشمس طاقة كامنة جاذبية كافية لتغذية إشعاعها بهذه الآلية إلا لحوالي 30 مليون سنة، أي أقل بكثير من عمر الأرض. (يُعرف زمن الانهيار هذا باسم مقياس كلفن-هيلمهولتز الزمني ). [ 38 ]

أدى تطوير ألبرت أينشتاين لنظرية النسبية عام 1905 إلى فهم أن التفاعلات النووية قادرة على إنتاج عناصر جديدة من ذرات أصغر حجماً مع فقدان الطاقة. في كتابه "النجوم والذرات" ، اقترح آرثر إيدنغتون أن الضغوط ودرجات الحرارة داخل النجوم كانت كافية لاندماج نوى الهيدروجين لتكوين الهيليوم، وهي عملية قادرة على إنتاج كميات هائلة من الطاقة اللازمة لتشغيل الشمس. [ 37 ] وفي عام 1935، ذهب إيدنغتون أبعد من ذلك، مقترحاً أن عناصر أخرى قد تتشكل أيضاً داخل النجوم. [ 39 ] أظهرت الأدلة الطيفية التي جُمعت بعد عام 1945 أن توزيع العناصر الكيميائية الأكثر شيوعاً، مثل الكربون والهيدروجين والأكسجين والنيتروجين والنيون والحديد ، كان متجانساً إلى حد كبير في جميع أنحاء المجرة ، مما يشير إلى أن هذه العناصر لها أصل مشترك. [ 39 ] أشارت العديد من الشذوذات في النسب إلى آلية كامنة للتكوين. على سبيل المثال، الرصاص له وزن ذري أعلى من الذهب ، ولكنه أكثر شيوعاً بكثير. إضافة إلى ذلك، فإن الهيدروجين والهيليوم ( العنصران 1 و2) موجودان في كل مكان تقريبًا، بينما الليثيوم والبريليوم (العنصران 3 و 4 ) نادران للغاية. [ 39 ]

العمالقة الحمر

على الرغم من أن الأطياف غير المألوفة للنجوم العملاقة الحمراء كانت معروفة منذ القرن التاسع عشر، [ 40 ] إلا أن جورج غاموف كان أول من أدرك، في أربعينيات القرن العشرين، أنها نجوم ذات كتلة تقارب كتلة الشمس، وقد نفد الهيدروجين من نواتها، فلجأت إلى حرق الهيدروجين الموجود في أغلفةها الخارجية. وقد مكّن هذا مارتن شوارتزشيلد من الربط بين العمالقة الحمراء وقصر أعمار النجوم. ومن المعروف الآن أن العمالقة الحمراء نجوم في المراحل الأخيرة من دورة حياتها.

لاحظ فريد هويل أنه على الرغم من أن توزيع العناصر كان متجانسًا إلى حد كبير، إلا أن النجوم المختلفة احتوت على كميات متفاوتة من كل عنصر. ورأى هويل في ذلك دلالة على أن هذه العناصر لا بد أنها نشأت داخل النجوم نفسها. وبلغت وفرة العناصر ذروتها حول العدد الذري للحديد، وهو عنصر لا يمكن أن يتشكل إلا تحت ضغوط ودرجات حرارة شديدة. وخلص هويل إلى أن الحديد لا بد أنه تشكل داخل النجوم العملاقة. [ 39 ] وانطلاقًا من هذا، قام هويل في عامي 1945 و1946 بتصميم المراحل النهائية لدورة حياة النجم. فعندما يموت النجم، ينهار تحت وطأة وزنه، مما يؤدي إلى سلسلة متدرجة من تفاعلات الاندماج النووي: يندمج الكربون-12 مع الهيليوم لتكوين الأكسجين-16، ويندمج الأكسجين-16 مع الهيليوم لإنتاج النيون-20، وهكذا حتى الحديد. [ 41 ] ومع ذلك، لم تكن هناك طريقة معروفة لإنتاج الكربون-12. كانت نظائر البريليوم المُنتَجة عبر الاندماج غير مستقرة لدرجة تمنعها من تكوين الكربون، وكان تكوين الكربون-12 من ثلاث ذرات هيليوم أمرًا مستبعدًا للغاية لدرجة أنه كان مستحيلاً طوال عمر الكون. مع ذلك، في عام 1952، أثبت الفيزيائي إد سالبيتر وجود فترة زمنية قصيرة كافية بين تكوين نظير البريليوم وتحلله، بحيث يكون لدى ذرة هيليوم أخرى فرصة ضئيلة لتكوين الكربون، ولكن فقط إذا كانت كتلتها/طاقتها مجتمعة مساوية لتلك الخاصة بالكربون-12. وباستخدام مبدأ الأنثروبيك ، أثبت هويل أن هذا صحيح، لأنه هو نفسه مصنوع من الكربون، ولأنه موجود. وعندما تم تحديد مستوى المادة/الطاقة للكربون-12 أخيرًا، وُجد أنه ضمن نطاق بضعة بالمئة من تنبؤات هويل. [ 42 ]

الأقزام البيضاء

كان أول قزم أبيض تم اكتشافه في النظام النجمي الثلاثي 40 إريداني ، الذي يضم نجم التسلسل الرئيسي الساطع نسبيًا 40 إريداني أ ، والذي يدور حوله على مسافة بعيدة نظام ثنائي أقرب يتكون من القزم الأبيض 40 إريداني ب والقزم الأحمر 40 إريداني ج . اكتشف ويليام هيرشل الزوج 40 إريداني ب/ج في 31 يناير 1783؛ [ 43 ] ، ص  73 ، ثم رصده فريدريك جورج فيلهلم ستروف مرة أخرى عام 1825، وأوتو فيلهلم فون ستروف عام 1851. [ 44 ] [ 45 ] في عام 1910، اكتشف هنري نوريس راسل وإدوارد تشارلز بيكرينغ وويليامينا فليمنغ أن 40 إريداني ب، على الرغم من كونه نجمًا خافتًا، إلا أنه من النوع الطيفي أ، أو الأبيض. [ 46 ]

تبين أن الأقزام البيضاء شديدة الكثافة بعد اكتشافها بفترة وجيزة. إذا كان النجم جزءًا من نظام ثنائي ، كما هو الحال مع سيريوس ب و40 إريداني ب، فمن الممكن تقدير كتلته من خلال رصد مداره الثنائي. وقد تم ذلك بالنسبة لسيريوس ب بحلول عام 1910، [ 47 ] مما أسفر عن تقدير لكتلته يبلغ 0.94 كتلة شمسية (بينما يُقدّر التقدير الأحدث بـ 1.00 كتلة شمسية ). [ 48 ] وبما أن الأجسام الأكثر سخونة تشع إشعاعًا أكبر من الأجسام الأبرد، فيمكن تقدير سطوع سطح النجم من درجة حرارة سطحه الفعالة ، وبالتالي من طيفه . وإذا عُرف بُعد النجم، فيمكن أيضًا تقدير لمعانه الكلي. وبمقارنة الرقمين، يُمكن حساب نصف قطر النجم. وقد أدى هذا النوع من التفكير إلى إدراك، وهو أمرٌ حيّر علماء الفلك في ذلك الوقت، أن سيريوس ب و40 إريداني ب يجب أن يكونا شديدي الكثافة. فعلى سبيل المثال، عندما قدّر إرنست أوبيك كثافة بعض النجوم الثنائية المرئية في عام 1916، وجد أن كثافة النجم 40 إريداني ب تزيد عن 25000 ضعف كثافة الشمس، وهو ما وصفه بأنه "مستحيل". [ 49 ]  

تُصبح هذه الكثافات ممكنة لأن مادة الأقزام البيضاء لا تتكون من ذرات مرتبطة بروابط كيميائية ، بل من بلازما من نوى وإلكترونات غير مرتبطة . ولذلك، لا يوجد ما يمنع وضع النوى أقرب إلى بعضها من مدارات الإلكترونات - وهي المناطق التي تشغلها الإلكترونات المرتبطة بالذرة - في الظروف العادية. [ 50 ] مع ذلك، تساءل إدينغتون عما سيحدث عندما تبرد هذه البلازما وتختفي الطاقة التي تُبقي الذرات متأينة. [ 51 ] وقد حُلّت هذه المفارقة على يد آر إتش فاولر عام 1926 بتطبيق ميكانيكا الكم المُستحدثة . وبما أن الإلكترونات تخضع لمبدأ استبعاد باولي ، فلا يمكن لإلكترونين أن يشغلا الحالة نفسها ، ويجب أن يخضعا لإحصاءات فيرمي-ديراك ، التي طُرحت أيضًا عام 1926 لتحديد التوزيع الإحصائي للجسيمات الذي يُحقق مبدأ استبعاد باولي. [ 52 ] عند درجة حرارة الصفر المطلق، لا يمكن لجميع الإلكترونات أن تشغل أدنى مستوى طاقة، أو الحالة الأرضية ؛ بل يجب أن يشغل بعضها مستويات طاقة أعلى، مُشكلةً نطاقًا من أدنى مستويات الطاقة المتاحة، وهو بحر فيرمي . هذه الحالة من الإلكترونات، التي تُسمى الحالة المُنحلة ، تعني أن القزم الأبيض يمكن أن يبرد إلى درجة حرارة الصفر المطلق ويظل يمتلك طاقة عالية.

السدم الكوكبية

السدم الكوكبية أجسام خافتة عمومًا، ولا يمكن رؤية أي منها بالعين المجردة . أول سديم كوكبي تم اكتشافه هو سديم الدمبل في كوكبة الثعلب ، الذي رصده شارل ميسييه عام 1764، وأدرجه تحت اسم M27 في فهرسه للأجرام السديمية. بالنسبة للراصدين الأوائل الذين استخدموا تلسكوبات منخفضة الدقة، كان سديم M27، والسدم الكوكبية التي اكتُشفت لاحقًا، تُشبه إلى حد ما الكواكب الغازية العملاقة، وقد صاغ ويليام هيرشل ، مكتشف أورانوس ، مصطلح "السدم الكوكبية" لوصفها، مع أنها، كما نعلم الآن، تختلف اختلافًا كبيرًا عن الكواكب.

تتميز النجوم المركزية في السدم الكوكبية بسخونتها الشديدة، إلا أن لمعانها منخفض للغاية، مما يشير إلى صغر حجمها. ولا يمكن للنجم أن ينهار إلى هذا الحجم الصغير إلا بعد استنفاد وقوده النووي بالكامل، ولذا اعتُبرت السدم الكوكبية مرحلة نهائية من مراحل تطور النجوم. وتُظهر الملاحظات الطيفية أن جميع السدم الكوكبية تتمدد، ومن هنا نشأت فكرة أن السدم الكوكبية ناتجة عن قذف الطبقات الخارجية للنجم إلى الفضاء في نهاية حياته.

فرضيات أصول القمر

جورج داروين

على مرّ القرون، طُرحت العديد من الفرضيات العلمية حول أصل قمر الأرض. من أوائلها ما يُعرف بنموذج التراكم الثنائي ، الذي خلص إلى أن القمر تراكم من مواد كانت تدور حول الأرض منذ تكوينها. وطوّر جورج داروين (نجل تشارلز داروين ) فرضية أخرى، هي نموذج الانشطار ، حيث لاحظ أن القمر يبتعد تدريجيًا عن الأرض بمعدل 4 سم تقريبًا سنويًا، ما يعني أنه في مرحلة ما من الماضي البعيد، كان جزءًا من الأرض، لكنه قُذف للخارج بفعل زخم دوران الأرض الأسرع بكثير آنذاك. وتدعم هذه الفرضية أيضًا حقيقة أن كثافة القمر، وإن كانت أقل من كثافة الأرض، إلا أنها تُعادل تقريبًا كثافة غلاف الأرض الصخري ، مما يُشير إلى أنه، على عكس الأرض، يفتقر إلى لب حديدي كثيف. أما الفرضية الثالثة، المعروفة بنموذج الالتقاط ، فتقترح أن القمر كان جرمًا يدور بشكل مستقل، ثمّ حُوصر في مداره بفعل جاذبية الأرض. [ 3 ] 

مهمات أبولو

دحضت مهمات أبولو القمرية في أواخر الستينيات وأوائل السبعينيات جميع الفرضيات السابقة، إذ قدمت سيلًا من الأدلة العلمية الجديدة، لا سيما فيما يتعلق بتكوين القمر وعمره وتاريخه. وتتناقض هذه الأدلة مع العديد من التنبؤات التي وضعتها النماذج السابقة. [ 3 ] أظهرت الصخور التي جُلبت من القمر انخفاضًا ملحوظًا في نسبة الماء مقارنةً بالصخور في أماكن أخرى من النظام الشمسي، ودليلًا على وجود محيط من الصهارة في بدايات تاريخه، مما يشير إلى أن تكوينه قد أنتج كمية هائلة من الطاقة. كما أظهرت نظائر الأكسجين في الصخور القمرية تشابهًا ملحوظًا مع تلك الموجودة على الأرض، مما يوحي بأنها تشكلت في موقع مماثل في السديم الشمسي. يعجز نموذج الاستحواذ عن تفسير التشابه في هذه النظائر (لو كان القمر قد نشأ في جزء آخر من النظام الشمسي، لكانت هذه النظائر مختلفة)، بينما لا يستطيع نموذج التراكم المشترك تفسير فقدان الماء بشكل كافٍ (لو تشكل القمر بطريقة مشابهة للأرض، لكانت كمية الماء المحتجزة في بنيته المعدنية متقاربة أيضًا). في المقابل، لا يستطيع نموذج الانشطار، مع أنه يفسر التشابه في التركيب الكيميائي ونقص الحديد في القمر، تفسير ميله المداري العالي، وخاصةً كمية الزخم الزاوي الكبيرة في نظام الأرض والقمر، والتي تفوق أي زوج آخر من الكواكب والأقمار في النظام الشمسي. [ 3 ]

فرضية التأثير العملاق

لسنوات عديدة بعد مهمة أبولو، اعتُمد نموذج التراكم الثنائي كأفضل فرضية لتفسير أصول القمر، على الرغم من كونه معروفًا بعيوبه. ثم، في مؤتمر عُقد في كونا، هاواي عام 1984، تم وضع نموذج توافقي يُفسر جميع التناقضات المرصودة. افترض نموذج الاصطدام العملاق، الذي صاغه في الأصل فريقان بحثيان مستقلان عام 1976، أن جسمًا كوكبيًا ضخمًا بحجم المريخ اصطدم بالأرض في بدايات تاريخها. كان من المفترض أن يؤدي الاصطدام إلى انصهار قشرة الأرض، وأن يغوص لب الكوكب الآخر الثقيل إلى الداخل ويندمج مع لب الأرض. كان من المفترض أن يرتفع البخار شديد السخونة الناتج عن الاصطدام إلى مدار حول الكوكب، متجمعًا ليشكل القمر. يفسر هذا النموذج غياب الماء، لأن سحابة البخار كانت شديدة الحرارة بحيث لا يمكن للماء أن يتكثف؛ والتشابه في التركيب، لأن القمر قد تشكل من جزء من الأرض؛ وانخفاض الكثافة، لأن القمر قد تشكل من قشرة الأرض ووشاحها، وليس من لبها. ومدار القمر غير المعتاد، حيث أن الاصطدام المائل كان سيمنح نظام الأرض والقمر كمية هائلة من الزخم الزاوي. [ 3 ]

القضايا العالقة

تعرض نموذج الاصطدام العملاق لانتقادات لكونه تفسيريًا للغاية، إذ يمكن توسيعه ليشمل أي اكتشافات مستقبلية، وبالتالي فهو غير قابل للتفنيد. ويزعم كثيرون أيضًا أن جزءًا كبيرًا من مادة الجسم المصطدم كان سينتهي به المطاف في القمر، مما يعني اختلاف مستويات النظائر، لكن هذا غير صحيح. إضافةً إلى ذلك، فبينما تغيب بعض المركبات المتطايرة كالماء عن قشرة القمر، فإن العديد من المركبات الأخرى، كالمنغنيز ، موجودة. [ 3 ]

الأقمار الطبيعية الأخرى

على الرغم من أن نموذجي التراكم المشترك والالتقاط لا يُعتبران حاليًا تفسيرين صحيحين لوجود القمر، فقد استُخدما لتفسير تكوين أقمار طبيعية أخرى في النظام الشمسي. يُعتقد أن أقمار جاليليو التابعة لكوكب المشتري قد تشكلت عبر التراكم المشترك، [ 53 ] بينما يُعتقد أن جميع الأقمار غير المنتظمة في النظام الشمسي ، مثل تريتون ، قد تم التقاطها. [ 54 ]

مراجع

  1. ↑ "Solar" . etymoline . تم الاسترجاع في 15-04-2008 .
  2. ↑ قاموس ويبستر الجامعي الجديد التاسع
  3. 1 2 3 4 5 6 بول د. سبوديس (1996). "من أين جاء القمر؟" . القمر الماضي والمستقبلي . مطبعة مؤسسة سميثسونيان. الصفحات 157-169 . ISBN  0-522-84826-5.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 ويليامز، إيوان ب.؛ كريمين، آلان ويليام (1968). "دراسة استقصائية للنظريات المتعلقة بأصل النظام الشمسي" . المجلة الفصلية للجمعية الفلكية الملكية . 9 : 40-62 . رمز Bibcode : 1968QJRAS...9... 40W .
  5. ↑ وولفسون، مايكل مارك ، أصل وتطور الكون والنظام الشمسي ، تايلور وفرانسيس، 2000؛ اعتبر بشكل كامل أن اصطدام الشمسين أنتج النظام الشمسي والكون في 10000 سنة كاملة من التطور.
  6. ↑ سويدنبورغ، إيمانويل. 1734، (برينسيبيا) اللاتينية: Opera Philosophica et Mineralia (الإنجليزية: Philosophical and Mineralogical Works)، (برينسيبيا، المجلد 1)
  7. ↑ انظر، تي جيه جيه (1909). "التاريخ الماضي للأرض كما يُستدل عليه من طريقة تكوين النظام الشمسي". وقائع الجمعية الفلسفية الأمريكية . 48 (191): 119-128 . JSTOR 983817 . 
  8. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 مايكل مارك (1993). "النظام الشمسي: أصله وتطوره". مجلة الجمعية الفلكية الملكية . 34 : 1-20 . رمز Bibcode : 1993QJRAS..34....1W . قسم الفيزياء، جامعة نيويورك
  9. ↑ وولفسون، مايكل مارك (1984). "الدوران في النظام الشمسي". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 313 (1524): 5. Bibcode : 1984RSPTA.313....5W . doi : 10.1098/rsta.1984.0078 . S2CID 120193937 . 
  10. ↑ بنجامين كرويل (1998-2006). "5" . قوانين الحفظ . lightandmatter.com. ISBN 0-9704670-2-8.
  11. ↑ شيريل، تي جيه 1999. مسيرة مثيرة للجدل: شذوذ تي جيه جيه. انظر. مجلة تاريخ علم الفلك. http://adsabs.harvard.edu/full/1999JHA....30...25S
  12. ↑ ألفين، هـ. 1978. بنية نطاقات النظام الشمسي. في أصل النظام الشمسي، إس إف ديرموت، محرر، ص 41-48. وايلي.
  13. ↑ مكريا، دبليو إتش؛ 1978؛ "تكوين النظام الشمسي: نظرية الكواكب الأولية" (الفصل 5) في إس إف ديرموت، محرر، أصل النظام الشمسي ، جون وايلي
  14. ↑ جيه آر دورماند؛ مايكل مارك وولفسون (1971). "نظرية الاستحواذ وتكثيف الكواكب" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 151 (3): 307. Bibcode : 1971MNRAS.151..307D . doi : 10.1093/mnras/151.3.307 .
  15. 1 2 دورماند، جيه آر؛ وولفسون، مايكل مارك (1977). "التفاعلات في النظام الشمسي المبكر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 180 (2): 243-279 . Bibcode : 1977MNRAS.180..243D . doi : 10.1093/mnras/180.2.243 .
  16. ↑ وولفسون، مايكل مارك، "تطور النظام الشمسي"، في إس إف ديرموت، محرر، أصل النظام الشمسي ، وايلي، نيويورك (نيويورك)، 1978، ص 199-217
  17. ↑ دورماند، جون ر.؛ وولفسون، م.م. (1989). أصل النظام الشمسي : نظرية الاستحواذ . أرشيف الإنترنت. تشيتشستر، غرب ساسكس، إنجلترا : إي. هوروود ؛ نيويورك : مطبعة هالستيد. ISBN     978-0-470-21466-4.
  18. ↑ تير هار، د. وكاميرون، أ.ج.و. 1963. مراجعة تاريخية لأصل النظام الشمسي. في: أصل النظام الشمسي، روبرت جاسترو وأ.ج.و. كاميرون، محرران، ص 1-37. دار النشر الأكاديمية.
  19. ↑ ريفز، هـ. 1978. أصل النظام الشمسي. في: أصل النظام الشمسي، إس إف ديرموت، محرر، ص 1-18. وايلي.
  20. ↑ وولفسون، مايكل مارك، أصل وتطور النظام الشمسي ، تايلور وفرانسيس، 2000
  21. ↑ برنتيس، أندرو جونيور (1978). "أصل النظام الشمسي. الجزء الأول - الانكماش الجاذبي للشمس الأولية المضطربة وانفصال نظام متحد المركز من حلقات لابلاس الغازية". القمر والكواكب . 19 (3): 341-398 . Bibcode : 1978M & P....19..341P . doi : 10.1007/BF00898829 . S2CID 123376299 .  
  22. ^ فيريرا، ج. دوغادوس، سي. كابريت، س. (2006). “ما هي آلية (آليات) إطلاق الطائرات النفاثة في نجوم T Tauri؟”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 453 (3): 785. أرخايف : astro-ph/0604053 . بيب كود : 2006A & A...453..785F . دوى : 10.1051/0004-6361:20054231 . S2CID 7067530 . 
  23. ↑ نايجل هينبست (1991). "ولادة الكواكب: قد تكون الأرض والكواكب المجاورة لها من الناجين من زمن كانت فيه الكواكب تدور حول الشمس ككرات معدنية على طاولة لعبة البينبول" . مجلة نيو ساينتست . تاريخ الاسترجاع: 18 أبريل 2008 .
  24. ↑ سافرونوف، فيكتور سيرجيفيتش (1972). تطور السحابة الكوكبية الأولية وتكوين الأرض والكواكب . برنامج إسرائيل للترجمات العلمية. ISBN 0-7065-1225-1.
  25. ↑ جورج و. ويثرل (1989). "بيان ميدالية ليونارد لفيكتور سيرجيفيتش سافرونوف" . علم النيازك . 24 (4): 347. Bibcode : 1989Metic..24..347W . doi : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x .
  26. ↑ مثال
    • كوكوبو، إييتشيرو؛ إيدا، شيغيرو (2002). "تكوين أنظمة الكواكب الأولية وتنوع الأنظمة الكوكبية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 581 (1): 666. Bibcode : 2002ApJ...581..666K . doi : 10.1086/344105 .
    • ليسور، ج. ج. (2006). "تكوين الكواكب، والأقراص الكوكبية الأولية، وأقراص الحطام". في: ل. أرموس؛ و. ت. ريتش (محرران). تلسكوب سبيتزر الفضائي: رؤى جديدة للكون . المجلد  357. سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص  31. رمز Bibcode : 2006ASPC..357...31L .
    • زيليك، مايكل أ.؛ غريغوري، ستيفان أ. (1998). مدخل إلى علم الفلك والفيزياء الفلكية (الطبعة الرابعة  ). دار نشر ساوندرز كوليدج. ISBN 0-03-006228-4.
  27. ↑ "Planet Quest, Terrestrial Planet Finder" . مختبر الدفع النفاث التابع لناسا . مؤرشف من الأصل بتاريخ 8 فبراير 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 1 فبراير 2008 .
  28. ↑ جان شنايدر (1995). "موسوعة الكواكب الخارجية" . موسوعة الكواكب الخارجية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 مارس 2008 .
  29. ↑ ويفر، د.؛ فيلارد، ر. (31 يناير 2007). "مسبار هابل يكشف عن بنية طبقات الغلاف الجوي لعالم فضائي" . جامعة أريزونا، مختبر القمر والكواكب (بيان صحفي) . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 أغسطس 2007 .
  30. ↑ باليستر، جيلدا إي.؛ سينغ، ديفيد ك.؛ هربرت، فلويد (2007). "بصمة الهيدروجين الساخن في الغلاف الجوي للكوكب الخارجي HD 209458b". مجلة نيتشر . 445 (7127): 511-514 . Bibcode : 2007Natur.445..511B . doi : 10.1038 /nature05525 . hdl : 10871/16060 . PMID 17268463. S2CID 4391861 .  
  31. ↑ بنجامين كرويل (2008). "الاهتزازات والأمواج" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 2011-04-08 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2008-02-01 .
  32. ↑ تسيغانيس، ك.؛ غوميز، ر.؛ موربيديلي، أ.؛ ليفيسون، هـ. ف. (2005). "أصل البنية المدارية للكواكب العملاقة في النظام الشمسي". مجلة نيتشر . 435 (7041): 459-461 . Bibcode : 2005Natur.435..459T . doi : 10.1038/nature03539 . PMID: 15917800. S2CID : 4430973 .  
  33. ↑ ليسور، ج. ج. (2006). "تكوين الكواكب، والأقراص الكوكبية الأولية، وأقراص الحطام". في: ل. أرموس و و. ت. ريتش (محرران). تلسكوب سبيتزر الفضائي: رؤى جديدة للكون . المجلد 357. سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص 31. رمز Bibcode : 2006ASPC..357...31L .  
  34. ↑ فوغ، إم جيه؛ نيلسون، آر بي (2007). "حول تكوين الكواكب الأرضية في أنظمة المشتري الحارة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 461 (3): 1195-1208 . arXiv : astro-ph/0610314 . Bibcode : 2007A & A...461.1195F . doi : 10.1051/0004-6361:20066171 . S2CID 119476713 . 
  35. ↑ هايدي ب. هامل (2006). "أورانوس يقترب من الاعتدال" (ملف PDF) . ورشة عمل باسادينا . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 25 فبراير 2009. تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 مارس 2008 .
  36. ↑ فرانك كراري (1998). "أصل النظام الشمسي" . جامعة كولورادو، بولدر . تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 مارس 2008 .
  37. 1 2 ديفيد وايت هاوس (2005). الشمس: سيرة ذاتية . جون وايلي وأولاده. ISBN 0-470-09296-3.
  38. ↑ كارل ج. هانسن ؛ ستيفن د. كاولر؛ فيرجينيا تريمبل (2004). باطن النجوم: المبادئ الفيزيائية، والبنية، والتطور . نيويورك: سبرينغر. ص 4. ISBN  0-387-20089-4.
  39. 1 2 3 4 سيمون ميتون (2005). "أصل العناصر الكيميائية". فريد هويل: حياة في العلم . أوروم. ص 197-222 . ISBN  0-309-09313-9.
  40. ↑ أوسكار سترانييرو؛ روبرتو غالينو؛ سيرجيو كريستالو (17 أكتوبر 2006). "عملية في نجوم فرع العملاق المقارب منخفضة الكتلة". الفيزياء النووية أ . 777 : 311-339 . arXiv : astro-ph/0501405 . Bibcode : 2006NuPhA.777..311S . doi : 10.1016/j.nuclphysa.2005.01.011 . S2CID 119402071 . 
  41. ↑ ج. فولكنر (2003). "فريد هويل، العمالقة الحمر وما وراءهم". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 285 (2): 339. Bibcode : 2003Ap & SS.285..339F . doi : 10.1023/A:1025432324828 . S2CID 118241729 . 
  42. ↑ مجموعة الفيزياء النووية. "الحياة، والسلاسل المنحنية، ومبدأ الأنثروبيك" . جامعة برمنغهام . مؤرشف من الأصل بتاريخ 12 أغسطس 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 أبريل 2008 .
  43. ↑ كتالوج النجوم المزدوجة ، ويليام هيرشل، المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن 75 (1785)، ص 40-126
  44. ↑ مدار وكتل 40 Eridani BC ، WH van den Bos ، نشرة المعاهد الفلكية في هولندا 3 ، #98 (8 يوليو 1926) ، ص 128-132.
  45. ↑ دراسة فلكية لأربعة أنظمة ثنائية مرئية ، دبليو دي هاينتز، المجلة الفلكية 79 ، العدد 7 (يوليو 1974)، ص 819-825.
  46. ↑ كيف أصبحت النجوم المنحطة تُعرف باسم الأقزام البيضاء ، جيه بي هولبرغ، نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية 37 (ديسمبر 2005)، ص 1503.
  47. ↑ فهرس عام تمهيدي ، إل. بوس، واشنطن العاصمة: مؤسسة كارنيجي، 1910.
  48. ↑ ليبرت، جيمس؛ يونغ، باتريك أ.؛ أرنيت، ديفيد؛ هولبرغ، جاي ب.؛ ويليامز، كورتيس أ. (2005). "عمر وكتلة النجم الأصلي لسيريوس ب". المجلة الفيزيائية الفلكية . 630 (1): L69– L72. arXiv : astro-ph/0507523 . Bibcode : 2005ApJ...630L..69L . doi : 10.1086/462419 . S2CID 8792889 . 
  49. ↑ كثافة النجوم الثنائية المرئية ، إي. أوبيك، المجلة الفيزيائية الفلكية 44 (ديسمبر 1916)، ص 292-302.
  50. ↑ حول العلاقة بين كتل ولمعان النجوم ، AS Eddington، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 84 (مارس 1924)، ص 308-332.
  51. ↑ حول المادة الكثيفة ، آر إتش فاولر، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 87 (1926)، ص 114-122.
  52. ↑ تطور نظرية الإلكترون الميكانيكية الكمية للمعادن: 1900-28 ، ليليان هـ. هوديسون وج. بايم، وقائع الجمعية الملكية في لندن، السلسلة أ، العلوم الرياضية والفيزيائية 371 ، #1744 (10 يونيو 1980)، ص 8-23.
  53. ↑ روبن م. كانوب ؛ ويليام ر. وارد (2002). "تكوين أقمار غاليليو: شروط التراكم" . المجلة الفلكية . 124 (6): 3404-3423 . Bibcode : 2002AJ....124.3404C . doi : 10.1086/344684 .
  54. ↑ ديفيد نيسفورني؛ ديفيد فوكروهليكي؛ أليساندرو موربيديلي (2007). "التقاط الأقمار غير المنتظمة أثناء الاقتراب من الكواكب" . المجلة الفلكية . 133 (5): 1962-1976 . Bibcode : 2007AJ....133.1962N . doi : 10.1086/512850 .