การสะสมและการแยกตัวของโลก

การสะสมและการแยกส่วนของ Earth

จาก planetesimals สู่ proto-Earth และการแยกออกเป็นแกน ชั้นแมนเทิล และเปลือกโลก

1. ดาวเคราะห์หินเกิดขึ้นจากฝุ่น

Over 4.5 billion years ago, the proto-Sun was surrounded by a protoplanetary ดิสก์—พื้นที่กว้างของก๊าซและฝุ่นที่เหลือจากเนบิวลาที่ยุบตัวเพื่อก่อตัว ระบบสุริยะ ภายในดิสก์นั้น มี planetesimals นับไม่ถ้วน (วัตถุหิน/น้ำแข็งขนาดกิโลเมตร) ชนกัน รวมตัว และค่อยๆ สร้างขึ้น ดาวเคราะห์บนบกในระบบสุริยะชั้นใน การเดินทางของ Earth จากการกระจายของ การเปลี่ยนจากของแข็งสู่โลกที่มีชั้นและเคลื่อนไหวอย่างไม่สงบ เต็มไปด้วยการชนขนาดยักษ์ และความร้อนภายในที่รุนแรง

โครงสร้างแบบ layered structure ของดาวเคราะห์เรา—ซึ่งมีธาตุเหล็กเป็นส่วนใหญ่ แกนกลาง, mantle ซิลิเกต และชั้นบางแข็ง เปลือกโลก—สะท้อนกระบวนการ differentiation, ซึ่งวัสดุของโลกแยกตัวตามความหนาแน่นในช่วงเวลาที่มีการหลอมละลายบางส่วน หรือการหลอมละลายอย่างสมบูรณ์ ส่วนประกอบและคุณสมบัติของแต่ละชั้นเกิดขึ้นผ่าน การชนกันในจักรวาลที่ยาวนาน การแยกตัวของแมกมา และการแบ่งแยกทางเคมี โดย การเข้าใจวิวัฒนาการแรกเริ่มของโลก เราได้รับข้อมูลเชิงลึกที่สำคัญเกี่ยวกับวิธีที่ดาวเคราะห์หิน ดาวเคราะห์โดยทั่วไปก่อตัวอย่างไร และแง่มุมสำคัญเช่นสนามแม่เหล็ก แผ่นเปลือกโลก เทคโทนิกส์ และปริมาณสารระเหยเกิดขึ้น

2. องค์ประกอบพื้นฐานของดาวเคราะห์: ดาวเคราะห์น้อยและตัวอ่อนดาวเคราะห์

2.1 การก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย

ดาวเคราะห์น้อยเป็น “the fundamental building blocks” ของดาวเคราะห์หิน ในแบบจำลอง core accretion ในตอนแรก ฝุ่นจิ๋วระดับจุลภาคใน เนบิวลาสุริยะชั้นในเกาะติดกัน ก่อตัวเป็นเม็ดกรวดขนาดมิลลิเมตรถึงเซนติเมตร อย่างไรก็ตาม “meter-size barrier” (การไหลตามรัศมี, การแตกตัว) ขัดขวางการเติบโตช้าๆ ต่อไป แนวทางร่วมสมัยเช่น streaming instability เสนอว่า กลุ่มฝุ่นในบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงสามารถยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วง ทำให้เกิด ดาวเคราะห์น้อยจากขนาด ~1 กิโลเมตรจนถึงหลายร้อยกิโลเมตรในเส้นผ่านศูนย์กลาง [1], [2].

2.2 การชนกันในระยะแรกและดาวเคราะห์ต้นกำเนิด

เมื่อดาวเคราะห์น้อยรวมตัวกัน การเติบโตแบบ runaway growth ที่เกิดจากแรงโน้มถ่วงก็เกิดขึ้น วัตถุขนาดใหญ่กว่า—ดาวเคราะห์น้อย โดยทั่วไปมีขนาดตั้งแต่สิบถึงร้อยกิโลเมตร กระจายอยู่ทั่ว ในระบบสุริยะชั้นใน เหล่านี้ส่วนใหญ่เป็นหิน/โลหะเนื่องจาก อุณหภูมิสูงและน้ำแข็งน้อย ในช่วงไม่กี่ล้านปี ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ รวมกันหรือกระจายกันในที่สุดรวมตัวเป็นหนึ่งหรือไม่กี่ดวงใหญ่ ตัวอ่อนของดาวเคราะห์ มวลตัวอ่อนของโลกอาจก่อตัวจากสิบหรือร้อยของ ดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวงมีลายเซ็นไอโซโทปและองค์ประกอบธาตุที่แตกต่างกัน

2.3 เบาะแสทางเคมีจากอุกกาบาต

อุกกาบาต—โดยเฉพาะชนิดคอนไดรต์—เป็นเศษซากที่ถูกเก็บรักษาไว้ของ ดาวเคราะห์น้อย ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มีองค์ประกอบและรูปแบบไอโซโทปที่สะท้อนถึงเนบิวลาพลังงานแสงอาทิตย์ การกระจายสารเคมีในช่วงแรก อุกกาบาตที่ไม่ใช่ชนิดคอนไดรต์จากดาวเคราะห์น้อยที่แยกตัว หรือดาวเคราะห์น้อยแสดงการหลอมบางส่วนและการแยกโลหะ-ซิลิเกต ซึ่งบ่งชี้ถึง กระบวนการที่คล้ายกับสิ่งที่โลกต้องผ่านในระดับที่ใหญ่กว่า [3]. โดยการเปรียบเทียบองค์ประกอบโดยรวมของโลก (สันนิษฐานจากแมนเทิล หินและเปลือกโลกเฉลี่ย) กับกลุ่มอุกกาบาต นักวิทยาศาสตร์จำกัดว่าดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมใด วัสดุที่น่าจะเป็นตัวกำหนดรูปร่างของโลก

3. ระยะเวลาการสะสมตัวและการให้ความร้อนในช่วงแรก

3.1 ระยะเวลาการก่อตัวของโลก

การสะสมตัว ของโลกกินเวลาหลายสิบล้านปี ตั้งแต่ การชนกันของดาวเคราะห์น้อยในช่วงแรกจนถึงการชนครั้งใหญ่ครั้งสุดท้าย (~30–100 ล้านปี หลังจากที่ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้น). แบบจำลองที่ใช้ Hf–W isotopic chronometry ระบุเวลาการก่อตัวของแกนโลกภายใน ~30 ล้านปีหลังจากกำเนิดระบบสุริยะ, บ่งชี้ว่ามีการให้ความร้อนภายในอย่างมากในช่วงต้นเพื่อให้เหล็กแยกตัวไปยัง แกนโลก [4], [5]. ช่วงเวลานี้ยังสอดคล้องกับ การก่อตัวของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินอื่น ๆ แต่ละดวงมีประวัติการชนที่ไม่เหมือนกัน

3.2 แหล่งที่มาของความร้อน

ปัจจัยหลายประการทำให้อุณหภูมิภายในโลกสูงขึ้นเพียงพอที่จะทำให้ การหลอมละลายขนาดใหญ่:

พลังงานจลน์จากการชน: การชนด้วยความเร็วสูงเปลี่ยนพลังงานโน้มถ่วงเป็นความร้อน
การสลายตัวของกัมมันตรังสี: นิวคลีไดด์ที่มีอายุสั้นเช่น 26Al และ 60Fe ให้ความร้อนอย่างเข้มข้นแต่สั้น ในขณะที่ไอโซโทปที่มีอายุยาวกว่า (40K, 235,238U, 232Th) ให้ความร้อนต่อเนื่องเป็นเวลาหลายพันล้านปี
การก่อตัวของแกนโลก: การเคลื่อนที่ลงของเหล็กปลดปล่อยพลังงานโน้มถ่วง ทำให้อุณหภูมิสูงขึ้นและอาจสนับสนุนระยะ "มหาสมุทรแมกมา"

ในช่วงที่มีการหลอมละลายบางส่วนหรือทั้งหมด ภายในโลกอนุญาตให้โลหะที่หนาแน่นกว่า เพื่อแยกตัวออกจากซิลิเกต—ขั้นตอนสำคัญในการแยกชั้น

4. การชนครั้งใหญ่และการสะสมภายหลัง

4.1 การชนที่ก่อตัวดวงจันทร์

สมมติฐาน Giant Impact Hypothesis เสนอว่า ดาวเคราะห์น้อยขนาดเท่ามาร์ส (มักเรียกว่า Theia) ชนกับโปรโต-เอิร์ธในช่วงปลายของกระบวนการสะสม (~30–50 ล้านปีหลังจาก ของแข็งชิ้นแรก) การชนนี้ได้พ่นวัสดุที่หลอมเหลวและระเหยออกมาจาก ชั้นแมนเทิล ก่อตัวเป็นแผ่นดิสก์ซากรอบโลก เมื่อเวลาผ่านไป ซากเหล่านี้รวมตัวกันเป็น ดวงจันทร์ หลักฐานรวมถึง:

ไอโซโทปออกซิเจนที่คล้ายกัน: หินบนดวงจันทร์มีอัตราส่วนไอโซโทปที่เกือบเหมือนกับแมนเทิลของโลก แตกต่างจากอุกกาบาตชนิด chondritic หลายชนิด
โมเมนตัมเชิงมุมสูง: ระบบโลก–ดวงจันทร์มีการหมุนที่สำคัญ สอดคล้องกับการชนเฉียงที่มีพลังงานสูง
การขาดแคลนสารระเหยบนดวงจันทร์: การชนอาจทำให้ส่วนประกอบที่เบากว่ากลายเป็นไอ ทิ้งดวงจันทร์ที่มีเคมีแตกต่าง [6], [7]

4.2 Late Veneer และการส่งมอบสารระเหย

หลังจากการชนที่ก่อตัวดวงจันทร์ โลกน่าจะได้รับผลกระทบเล็กน้อยเพิ่มเติมจาก เศษดาวเคราะห์น้อยที่เหลือ—Late Veneer—ซึ่งอาจมีส่วนช่วย ธาตุ siderophile (ชอบโลหะ) บางชนิดสู่แมนเทิลของโลกและโลหะมีค่า น้ำบางส่วนของโลกอาจมาถึงในเหตุการณ์ชนหลังการชนครั้งใหญ่เช่นกัน แม้ว่าน้ำจำนวนมากอาจถูกเก็บรักษาหรือถูกส่งมอบมาก่อนหน้านี้ด้วย

5. การแยกชั้น: แกนโลก แมนเทิล และเปลือกโลก

5.1 การแยกโลหะ-ซิลิเกต

ในช่วงเฟสหลอมเหลว—มักเรียกว่า “มหาสมุทรแมกมา” ช่วงเวลา—โลหะผสมเหล็ก (พร้อมนิกเกิลและโลหะอื่นๆ) จมลงสู่ศูนย์กลางโลกภายใต้ แรงโน้มถ่วง ก่อให้เกิด แกนโลก ขณะเดียวกันซิลิเกตที่เบากว่าจะอยู่ด้านบน ประเด็นสำคัญ:

การก่อตัวของแกนโลก: น่าจะเกิดขึ้นเป็นขั้นตอน โดยการชนครั้งใหญ่แต่ละครั้งจะผลักดันการแยกตัวของโลหะ
การสมดุล: ปฏิสัมพันธ์ระหว่างโลหะและซิลิเกตในสภาพแวดล้อมความดันสูงกำหนดการแบ่งแยกธาตุ (เช่น ธาตุ siderophile จะแบ่งเข้าสู่แกนโลก)
ช่วงเวลา: ระบบไอโซโทป (Hf-W เป็นต้น) ชี้ให้เห็นว่าการก่อตัวของแกนโลกส่วนใหญ่เสร็จสิ้นภายใน ~30 ล้านปีหลังจากระบบสุริยะก่อตัวขึ้น

5.2 ชั้นแมนเทิล

แมนเทิลหนา แมนเทิล—ซึ่งประกอบด้วยแร่ซิลิเกต (โอลิวีน, ไพรอกซีน, การมีการ์เน็ตที่ความลึก—ยังคงเป็นชั้นที่ใหญ่ที่สุดของโลกตามปริมาตร หลังจากการแยกแกนโลก, แมนเทิลอาจตกผลึกบางส่วนจากมหาสมุทรแมกมาทั่วโลกหรือในภูมิภาค ในช่วง ตามเวลา กระบวนการพาความร้อนได้กำหนดชั้นองค์ประกอบของแมนเทิล (เช่น อาจมีชั้นแมนเทิลสองชั้นในยุคแรก แต่ในที่สุดก็เกิดการผสมผ่าน แผ่นเปลือกโลก และการพุ่งขึ้นของพลูม

5.3 การก่อตัวของเปลือกโลก

As the outer portions of the magma ocean cooled, Earth’s earliest เปลือกโลก ก่อตัว:

เปลือกโลกชั้นต้น: อาจมีองค์ประกอบเป็นบะซอลต์จากการ การแข็งตัวของมหาสมุทรแมกมา เปลือกโลกนี้อาจถูกนำกลับมาใช้ใหม่ซ้ำแล้วซ้ำเล่า โดยผลกระทบอย่างรุนแรงหรือโดยกระบวนการแผ่นเปลือกโลกในยุคแรก
เปลือกโลกในยุค Hadean และ Archean: เหลือเพียงเศษซากเล็กน้อย เช่น Acasta Gneiss (~4.0 Ga) หรือ แร่ซิรคอนจาก Jack Hills (~4.4 Ga) ให้ภาพเบื้องต้นเกี่ยวกับโลก สภาพเปลือกโลกในยุคแรกสุด
เปลือกโลกทวีปกับเปลือกโลกมหาสมุทร: ในที่สุด โลกก็พัฒนาเป็น เปลือกโลกทวีป (ที่มีเฟลซิกมากกว่าและลอยตัวได้) ซึ่งหนาขึ้นตามเวลา มีความสำคัญต่อ แผ่นเปลือกโลกที่เกิดขึ้นตามมา ในขณะเดียวกัน เปลือกโลกมหาสมุทรก่อตัวที่สันเขากลางมหาสมุทร, มีองค์ประกอบที่มากกว่าแมฟิก ถูกหมุนเวียนอย่างรวดเร็ว

ในยุค Hadean พื้นผิวโลกยังคงไม่เสถียร—การชน ภูเขาไฟ มหาสมุทรยุคแรกก่อตัว—แต่จากจุดเริ่มต้นที่วุ่นวายเหล่านี้ ชั้นของโลก ธรณีวิทยาได้รับการยืนยันอย่างดีแล้ว

6. ผลกระทบต่อแผ่นเปลือกโลกและสนามแม่เหล็ก

6.1 แผ่นเปลือกโลก

การแยกโลหะหนาแน่นและซิลิเกตที่เบากว่า รวมถึงการมีอยู่หลังการชน ของงบประมาณความร้อนที่สำคัญ ส่งเสริม การพาความร้อนในแมนเทิล ตลอดหลายพันล้านปี เป็นเวลาหลายปี เปลือกโลกของโลกจะแตกเป็น แผ่นเปลือกโลก ที่ลอยอยู่บน แมนเทิล กลไกขับเคลื่อนนี้คือ:

หมุนเวียน เปลือกโลกเข้าสู่แมนเทิล ควบคุมก๊าซในบรรยากาศ (ผ่านภูเขาไฟและการผุพัง)
สร้าง ทวีปผ่านการเกิดเทือกเขาและการหลอมบางส่วน
อาจตั้งค่า “เทอร์โมสตัทสภาพภูมิอากาศ” ที่เป็นเอกลักษณ์ของโลกผ่าน วงจร carbonate-silicate.

ไม่มีดาวเคราะห์อื่นในระบบสุริยะที่แสดงให้เห็นการเคลื่อนที่ของแผ่นเปลือกโลกทั่วโลกอย่างแข็งแกร่ง บ่งชี้ว่ามวลเฉพาะของโลก ปริมาณน้ำ และความร้อนภายในล้วนมีความสำคัญ เพื่อรักษามันไว้

6.2 การสร้างสนามแม่เหล็ก

เมื่อแกนเหล็กที่อุดมด้วยเหล็กของโลกก่อตัวขึ้น แกนชั้นนอกซึ่งเป็นโลหะผสมเหล็กเหลว น่าจะ ผ่านการ dynamo action สร้างสนามแม่เหล็กโลกขึ้นมา จีโอดายนาโมช่วยปกป้องพื้นผิวโลกจากอนุภาคจักรวาลและลมสุริยะ, ป้องกันการกัดกร่อนของบรรยากาศ หากไม่มีการแยกแกนโลกในช่วงต้น โลกจะขาด สนามแม่เหล็กที่มั่นคงและอาจสูญเสียน้ำและวัตถุระเหยอื่นๆ มากกว่า ได้อย่างง่ายดาย—เน้นย้ำความสำคัญของการแยกโลหะ-ซิลิเกตในช่วงต้น เรื่องราวความสามารถในการอยู่อาศัยของโลก

7. เบาะแสจากหินและซิรคอนที่เก่าแก่ที่สุด

7.1 บันทึกยุคฮาเดียน

หินเปลือกโลกโดยตรง จากยุคฮาเดียน (4.56–4.0 Ga) มี หายาก—หินยุคแรกส่วนใหญ่ถูกดูดกลืนหรือทำลายโดยการชน อย่างไรก็ตาม แร่ซิรคอน ในตะกอนที่อายุน้อยกว่ามีอายุ U-Pb สูงสุดถึง ~4.4 Ga ซึ่งบ่งชี้ว่าเปลือกทวีป พื้นผิวที่ค่อนข้างเย็น และอาจจะ น้ำในสถานะของเหลวมีอยู่ในขณะนั้น ลายเซ็นไอโซโทปออกซิเจนของพวกมันบ่งชี้ถึงการเปลี่ยนแปลงโดย น้ำ ซึ่งบ่งชี้ถึงไฮโดรสเฟียร์ในช่วงต้น

7.2 เทอเรนอาร์เคียน

ภายใน ~3.5–4.0 Ga โลกเข้าสู่ ยุคอาร์เคียน—บางส่วน เข็มขัดกรีนสโตนและแครตอนที่ได้รับการอนุรักษ์ไว้อย่างดีมีอายุประมาณ ~3.6–3.0 Ga. เทอเรนเหล่านี้ เปิดเผยว่ามีกระบวนการแบบแผ่นเปลือกโลกบางส่วนและบล็อกลิโธสเฟียร์ที่มั่นคงอย่างน้อย มีอยู่ ชี้ให้เห็นถึงส่วนสำคัญของแมนเทิลและเปลือกโลกยุคแรกของโลก ยังคงพัฒนาอย่างต่อเนื่องหลังจากช่วงหลักของการสะสมสิ้นสุดลง

8. การเปรียบเทียบกับวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ

8.1 ดาวศุกร์และดาวอังคาร

Venus น่าจะเดินตามเส้นทางในช่วงต้นที่คล้ายกัน (แกน การก่อตัว เปลือกบะซอลต์หนา แต่ความแตกต่างของสภาพแวดล้อม (เรือนกระจกวิ่งหนี, ไม่มีดวงจันทร์ขนาดใหญ่ อาจมีน้ำจำกัด นำไปสู่ผลลัพธ์ที่แตกต่างกันอย่างมาก Mars อาจก่อตัวเร็วขึ้นหรือบางส่วนมาจากแหล่งที่ต่างกัน, การก่อตัวของดาวเคราะห์ขนาดเล็กที่มีความสามารถน้อยกว่าในการรักษาความเคลื่อนไหวทางธรณีวิทยาและแม่เหล็ก ความแตกต่างกับโครงสร้างชั้นของโลกช่วยเปิดเผยว่าการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในมวล, องค์ประกอบเริ่มต้น หรืออิทธิพลของดาวเคราะห์ยักษ์ที่กำหนดสถานะสุดท้ายของดาวเคราะห์

8.2 การก่อตัวของดวงจันทร์เป็นเบาะแส

องค์ประกอบของดวงจันทร์ (ขาดแกนเหล็กขนาดใหญ่, ความคล้ายคลึงของไอโซโทปกับ โลก) สนับสนุนอย่างแข็งแกร่งต่อสถานการณ์ giant impact ในขั้นตอนสุดท้ายของโลก ขั้นตอนการประกอบหลัก ไม่มีแบบอย่างโดยตรงของดวงจันทร์เดี่ยวขนาดใหญ่ที่ก่อตัวผ่านการชนยักษ์ การชนได้รับการยืนยันรอบดาวเคราะห์เทอร์เรสเทรียลอื่น ๆ แม้ว่าดาวอังคารจะมีขนาดเล็ก ดวงจันทร์ที่ถูกจับและดาวพลูโต-คารอนที่มีดาวบริวารขนาดใหญ่นั้นสร้างความคล้ายคลึงที่น่าสนใจ

8.3 ดาวเคราะห์นอกระบบ

แม้ว่าเราจะไม่สามารถเห็นการจัดชั้นภายในของดาวเคราะห์นอกระบบได้โดยตรง แต่กระบวนการที่ การสร้างโลกถือเป็นสากลโดยประมาณ การสังเกตความหนาแน่นของซูเปอร์เอิร์ธหรือการวัด องค์ประกอบบรรยากาศสามารถบ่งบอกถึงสถานะการแยกชั้น ดาวเคราะห์ที่มีเหล็กสูง เนื้อหาอาจสะท้อนการชนที่รุนแรงมากขึ้นหรือองค์ประกอบของเนบิวลาที่แตกต่างกัน, ในขณะที่บางดวงอาจยังไม่แยกแยะได้หากมีขนาดเล็กกว่าหรือร้อนน้อยกว่า

9. การถกเถียงที่ยังดำเนินอยู่และทิศทางในอนาคต

9.1 เวลาและกลไก

ไทม์ไลน์ที่แม่นยำสำหรับ การสะสม ของโลก — โดยเฉพาะการชนครั้งใหญ่ เวลาการชน — และระดับการหลอมบางส่วนในแต่ละขั้นตอนยังคงเป็นพื้นที่ของ การวิจัยที่ยังดำเนินอยู่ โครโนเมตรี Hf-W กำหนดข้อจำกัดกว้างๆ แต่ การปรับปรุงอายุเหล่านี้ด้วยวิธีไอโซโทปใหม่หรือแบบจำลองที่ดีขึ้นของโลหะ-ซิลิเกต การแบ่งสัดส่วนเป็นสิ่งสำคัญ

9.2 แหล่งกำเนิดของสารระเหยและน้ำ

น้ำของโลกมาจากดาวเคราะห์น้อยที่มีน้ำในท้องถิ่นเป็นหลัก หรือมาจากการส่งมอบในช่วงปลาย ดาวหาง/ดาวเคราะห์น้อยชั้นนอก? การมีปฏิสัมพันธ์ระหว่างการดูดซึมก๊าซในช่วงต้นกับการส่งมอบในภายหลัง มีอิทธิพลต่อการก่อตัวของมหาสมุทรเริ่มต้นของโลก การศึกษาสัดส่วน ไอโซโทป ในอุกกาบาต ดาวหาง (HDO/H₂อัตราส่วน O) และแมนเทิลของโลก (เช่น xenon ไอโซโทป) ยังคงปรับปรุงสถานการณ์งบประมาณน้ำของโลก

9.3 ความลึกและระยะเวลาของมหาสมุทรแมกมา

ยังคงมีการถกเถียงเกี่ยวกับความลึกและระยะเวลาของชั้นเริ่มต้นของโลก "มหาสมุทรแมกมา(s)" แบบจำลองบางแบบเสนอการหลอมซ้ำบางส่วนซ้ำๆ จากการชนขนาดใหญ่ การชนครั้งสุดท้ายอาจสร้างมหาสมุทรแมกมาโลก มหาสมุทร ซึ่งหลังจากนั้นการปล่อยก๊าซจากชั้นบรรยากาศได้สร้างบรรยากาศไอน้ำ การสังเกต เฟส "มหาสมุทรแมกมา" ของดาวเคราะห์นอกระบบด้วยกล้องโทรทรรศน์ IR รุ่นถัดไปอาจในที่สุด ยืนยันหรือท้าทายแบบจำลองเหล่านี้สำหรับดาวเคราะห์หินร้อนนอกระบบ

10. บทสรุป

การสะสมตัวและการแยกตัวของโลก—การเปลี่ยนแปลงจาก การรวมตัวของฝุ่นและดาวเคราะห์น้อยเป็นดาวเคราะห์ที่มีชั้นและเคลื่อนไหว—เป็นพื้นฐานของทุก แง่มุมหนึ่งของวิวัฒนาการในภายหลังของโลก: การก่อตัวของดวงจันทร์ การเกิดของแผ่นเปลือกโลก เทคโทนิก การสร้างสนามแม่เหล็กโลกทั่วทั้งโลก และการก่อตั้ง สภาพแวดล้อมพื้นผิวที่มั่นคงสำหรับชีวิต ผ่านการวิเคราะห์ธรณีเคมีของหิน ไอโซโทป ลายเซ็น การเปรียบเทียบอุกกาบาต และแบบจำลองดาราศาสตร์ เราสร้างภาพใหม่ว่า การชนซ้ำๆ เหตุการณ์การหลอมละลาย และการแบ่งแยกทางเคมีได้กำหนดรูปร่างของโลก ชั้นภายในที่เป็นชั้นๆ ทุกขั้นตอนในการเกิดขึ้นอย่างรุนแรงนี้ได้ทิ้งดาวเคราะห์ที่เหมาะสมสำหรับ มหาสมุทรที่คงอยู่ การควบคุมสภาพภูมิอากาศที่มั่นคง และในที่สุด ระบบนิเวศที่มีชีวิต

มองไปข้างหน้า ข้อมูลใหม่ จากภารกิจนำตัวอย่างกลับ (เช่น OSIRIS-REx’s Bennu samples or possible near-future missions to the Moon’s far side) และนาฬิกาไอโซโทปที่ดียิ่งขึ้นจะช่วยชี้แจงไทม์ไลน์ยุคแรกของโลกต่อไป การผสานข้อมูลเหล่านี้กับการจำลอง HPC ขั้นสูงจะให้รายละเอียดที่ละเอียดขึ้นเกี่ยวกับวิธีที่ หยดเหล็กหลอมเหลวจมลงเพื่อสร้างแกนโลก วิธีที่การชนครั้งใหญ่สร้าง ดวงจันทร์ และวิธีที่น้ำและสารระเหยอื่นๆ มาถึงในเวลาที่เหมาะสมเพื่อสนับสนุนดาวเคราะห์ที่เต็มไปด้วยชีวิต กับชีวิต ขณะที่เราก้าวลึกเข้าไปในการสังเกตดาวเคราะห์นอกระบบ เรื่องราวของโลก การรวมตัวยังคงเป็นแบบแผนสำคัญสำหรับการเข้าใจชะตากรรมของสิ่งมีชีวิตนับไม่ถ้วน โลกหินในจักรวาลกว้างใหญ่

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Chambers, J. E. (2014). "การสะสมดาวเคราะห์ในระบบสุริยะชั้นใน ระบบ." Icarus, 233, 83–100.
Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Building Terrestrial Planets.” Annual Review of Earth และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์, 40, 251–275.
Kleine, T., et al. (2009). "โครโนโลยี Hf–W ของอุกกาบาตและ ช่วงเวลาของการสะสมและการแยกส่วนของดาวเคราะห์." *Geochimica et Cosmochimica Acta*, 73, 5150–5188.
Rubie, D. C., et al. (2015). "การสะสมและการแยกส่วนของ ดาวเคราะห์ภาคพื้นดินโดยมีนัยสำหรับองค์ประกอบของระบบสุริยะที่ก่อตัวในช่วงแรก วัตถุในระบบและการสะสมน้ำ." Icarus, 248, 89–108.
Rudge, J. F., Kleine, T., & Bourdon, B. (2010). "ขอบเขตกว้าง เกี่ยวกับการสะสมและการก่อตัวของแกนโลกที่ถูกจำกัดโดยแบบจำลองทางธรณีเคมี" Nature Geoscience, 3, 439–443.
Canup, R. M. (2012). "การก่อตัวของดวงจันทร์ที่มีลักษณะคล้ายโลก องค์ประกอบผ่านการชนครั้งใหญ่." Science, 338, 1052–1055.
Ćuk, M., & Stewart, S. T. (2012). "การสร้างดวงจันทร์จาก โลกที่หมุนเร็ว: การชนครั้งใหญ่ตามด้วยการลดความเร็วแบบเรโซแนนซ์" วิทยาศาสตร์, 338, 1047–1052.

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา