14.5: تطور الكواكب

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197616

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف النشاط الجيولوجي أثناء تطور الكواكب، وخاصة على الكواكب الأرضية
وصف العوامل التي تؤثر على الاختلافات في الارتفاع على الكواكب الأرضية
اشرح كيف تطورت الاختلافات في الغلاف الجوي على كوكب الزهرة والأرض والمريخ من نقاط انطلاق مماثلة في التاريخ المبكر للنظام الشمسي

بينما ننتظر المزيد من الاكتشافات والفهم الأفضل للأنظمة الكوكبية الأخرى، دعونا ننظر مرة أخرى إلى التاريخ المبكر لنظامنا الشمسي، بعد تبديد قرص الغبار الخاص بنا. ربما كان عصر التأثيرات العملاقة يقتصر على أول 100 مليون سنة من تاريخ النظام الشمسي، وانتهى قبل حوالي 4.4 مليار سنة. بعد ذلك بوقت قصير، بردت الكواكب وبدأت في تحمل جوانبها الحالية. حتى قبل حوالي 4 مليارات سنة، استمروا في الحصول على المواد المتطايرة، وكانت أسطحهم محفورة بشدة من الحطام المتبقي الذي أصابهم. ومع ذلك، مع انخفاض التأثيرات الخارجية، بدأت جميع الكواكب الأرضية وكذلك أقمار الكواكب الخارجية في اتباع مساراتها التطورية الخاصة. اعتمدت طبيعة هذا التطور على تكوين كل كائن وكتلته وبعده عن الشمس.

نشاط جيولوجي

لقد رأينا نطاقًا واسعًا في مستوى النشاط الجيولوجي على الكواكب الأرضية والأقمار الجليدية. تتطلب المصادر الداخلية لمثل هذا النشاط (على عكس الضرب من الأعلى) الطاقة، إما في شكل حرارة بدائية متبقية من تكوين كوكب أو من تحلل العناصر المشعة في الداخل. كلما كبر الكوكب أو القمر، زادت احتمالية احتفاظه بالحرارة الداخلية وكلما كان تبريده بطيئًا - وهذا هو «تأثير البطاطس المخبوزة» المذكور في «عوالم أخرى: مقدمة للنظام الشمسي». لذلك، من المرجح أن نرى أدلة على استمرار النشاط الجيولوجي على سطح عوالم أكبر (صلبة) (الشكل\(\PageIndex{1}\)). يُعد قمر المشتري Io استثناءً مثيرًا للاهتمام لهذه القاعدة؛ فقد رأينا أنه يحتوي على مصدر غير عادي للحرارة من الثني الجاذبي لداخله من خلال سحب المد والجزر لكوكب المشتري. ربما يتم تسخين أوروبا أيضًا بسبب المد الجوفي. قد يكون لزحل تأثير مماثل على قمره Enceladus.

بديل — \(\PageIndex{1}\)مراحل الشكل في التاريخ الجيولوجي لكوكب أرضي. في هذه الصورة، يزداد الوقت لأسفل على طول الجانب الأيسر، حيث يتم وصف المراحل. يظهر كل كوكب تقريبًا في مرحلته الحالية. كلما صغر حجم الكوكب، زادت سرعة مروره عبر هذه المراحل.

كان القمر، وهو أصغر العوالم الأرضية، نشطًا داخليًا حتى قبل حوالي 3.3 مليار سنة، عندما توقفت البراكين الرئيسية. منذ ذلك الوقت، برد غلافه وأصبح صلبًا، واليوم حتى النشاط الزلزالي الداخلي انخفض إلى الصفر تقريبًا. القمر هو عالم ميت جيولوجيًا. على الرغم من أننا لا نعرف الكثير عن عطارد، يبدو من المحتمل أن هذا الكوكب أيضًا أوقف معظم النشاط البركاني في نفس الوقت الذي توقف فيه القمر.

يمثل المريخ حالة وسيطة، وكان أكثر نشاطًا من القمر. تشكلت قشرة نصف الكرة الجنوبي قبل 4 مليارات سنة، ويبدو أن السهول البركانية في نصف الكرة الشمالي معاصرة لماريا القمر. ومع ذلك، تشكل انتفاخ Tharsis في وقت لاحق إلى حد ما، ويبدو أن النشاط في براكين Tharsis الكبيرة استمر بشكل متقطع حتى العصر الحالي.

الأرض والزهرة هما أكبر الكواكب الأرضية وأكثرها نشاطًا. يشهد كوكبنا تكتونيات الصفائح العالمية التي يقودها الحمل الحراري في غلافه. ونتيجة لذلك، تتم إعادة صياغة سطحنا باستمرار، ومعظم مواد سطح الأرض يقل عمرها عن 200 مليون سنة. تتمتع الزهرة عمومًا بمستويات مماثلة من النشاط البركاني، ولكن على عكس الأرض، لم تشهد تكتونيات الصفائح. يبدو أن معظم سطحه لا يزيد عمره عن 500 مليون سنة. لقد رأينا أن سطح الكوكب الشقيق يتم تعديله بنوع من «التكتونيات النقطية» - حيث تتجعد المواد الساخنة من الأسفل وتنفجر عبر السطح، مما يؤدي إلى الإكليل وبراكين الفطائر وغيرها من الميزات المماثلة. يعد الفهم الأفضل للاختلافات الجيولوجية بين كوكب الزهرة والأرض أولوية عالية لعلماء الجيولوجيا الكوكبية.

كان التطور الجيولوجي للأقمار الجليدية وبلوتو مختلفًا إلى حد ما عن تطور الكواكب الأرضية. كانت مصادر طاقة المد والجزر نشطة، والمواد التي يجب أن تعمل بها الطبيعة ليست هي نفسها. في هذه العوالم الخارجية، نرى أدلة على البراكين ذات درجات الحرارة المنخفضة، حيث يتم استكمال حمم السيليكات في الكواكب الداخلية بمركبات الكبريت على Io، واستبدالها بالمياه وغيرها من الجليد على كوكب بلوتو وأقمار الكواكب الخارجية الأخرى.

اختلافات الارتفاع

دعونا نلقي نظرة على بعض الأمثلة المحددة لكيفية اختلاف الكواكب. تعود أصول الجبال على الكواكب الأرضية إلى عمليات مختلفة. أما على القمر وعطارد، فإن الجبال الرئيسية هي مقذوفات ناجمة عن التأثيرات الكبيرة لتشكيل الأحواض التي حدثت منذ مليارات السنين. معظم الجبال الكبيرة على المريخ عبارة عن براكين تنتج عن الانفجارات المتكررة للحمم البركانية من نفس الفتحات. هناك براكين متشابهة (ولكن أصغر) على الأرض والزهرة. ومع ذلك، فإن أعلى الجبال على الأرض والزهرة هي نتيجة ضغط السطح ورفعه. على الأرض، ينتج هذا الضغط القشري عن تصادم لوحة قارية بأخرى.

من المثير للاهتمام مقارنة الارتفاعات القصوى للبراكين على الأرض والزهرة والمريخ (الشكل\(\PageIndex{2}\)). على كوكب الزهرة والأرض، يبلغ الحد الأقصى لفروق الارتفاع بين هذه الجبال والمناطق المحيطة بها حوالي 10 كيلومترات. في المقابل، ترتفع أوليمبوس مونس بأكثر من 20 كيلومترًا فوق محيطها وما يقرب من 30 كيلومترًا فوق أدنى مناطق الارتفاع على سطح المريخ.

أحد أسباب ارتفاع أوليمبوس مونس (الشكل\(\PageIndex{3}\)) كثيرًا عن نظيراتها الأرضية هو أن الصفائح القشرية على الأرض لا تتوقف أبدًا عن الحركة لفترة كافية للسماح لبركان كبير حقًا بالنمو. بدلاً من ذلك، تخلق اللوحة المتحركة صفًا طويلًا من البراكين مثل جزر هاواي. على المريخ (وربما كوكب الزهرة) تظل القشرة ثابتة فيما يتعلق بالبقعة الساخنة الأساسية، وبالتالي يمكن لبركان واحد أن يستمر في النمو لمئات الملايين من السنين.

يتعلق الاختلاف الثاني بقوة الجاذبية على الكواكب الثلاثة. الجاذبية السطحية على كوكب الزهرة هي نفسها تقريبًا على الأرض، ولكن على المريخ تبلغ مساحتها حوالي الثلث فقط. من أجل بقاء الجبل، يجب أن تكون قوته الداخلية كبيرة بما يكفي لدعم وزنه مقابل قوة الجاذبية. تتمتع الصخور البركانية بنقاط قوة معروفة، ويمكننا حساب أن 10 كيلومترات على الأرض تقترب من الحد الأقصى. على سبيل المثال، عندما تتم إضافة حمم جديدة إلى قمة ماونا لوا في هاواي، يتراجع الجبل إلى أسفل تحت وطأة وزنه. ينطبق حد الارتفاع نفسه على كوكب الزهرة، حيث قوة الجاذبية هي نفس قوة الأرض. ولكن على المريخ، بفضل جاذبيته السطحية الأقل، يمكن دعم اختلافات أكبر في الارتفاع، وهو ما يساعد في تفسير سبب ارتفاع أوليمبوس مونس بأكثر من ضعف ارتفاع أطول جبال كوكب الزهرة أو الأرض.

بالمناسبة، يمكن استخدام نفس النوع من الحسابات التي تحدد الارتفاع المحدد للجبل للتأكد من أكبر جسم يمكن أن يكون له شكل غير منتظم. تقوم الجاذبية، إن أمكن، بسحب جميع الكائنات إلى الشكل الأكثر «كفاءة» (حيث تكون جميع النقاط الخارجية بعيدة بالتساوي عن المركز). جميع الكواكب والأقمار الكبيرة كروية تقريبًا، نظرًا لقوة جاذبيتها الخاصة التي تجذبها إلى الكرة. ولكن كلما صغر حجم الجسم، زاد الابتعاد عن الشكل الكروي الذي يمكن أن تدعمه قوة صخوره. بالنسبة لأجسام السيليكات، يبلغ القطر المحدد حوالي 400 كيلومتر؛ ستكون الأجسام الأكبر دائمًا كروية تقريبًا، بينما يمكن أن يكون للأجسام الأصغر أي شكل تقريبًا (كما نرى في صور الكويكبات، مثل الشكل\(\PageIndex{4}\)).

أجواء

تشكلت الغلاف الجوي للكواكب من خلال مزيج من الغاز المتسرب من الداخل وتأثيرات الحطام الغني بالتطاير من النظام الشمسي الخارجي. يجب أن يكون لكل كوكب من الكواكب الأرضية في الأصل أجواء متشابهة، لكن عطارد كان صغيرًا جدًا وساخنًا جدًا بحيث لا يمكنه الاحتفاظ بغازه. ربما لم يكن للقمر أبدًا غلاف جوي منذ استنفاد المواد المكونة له في المواد المتطايرة.

الغاز المتطاير السائد على الكواكب الأرضية هو الآن ثاني أكسيد الكربون (\(\ce{CO2}\))، ولكن في البداية ربما كانت هناك أيضًا غازات تحتوي على الهيدروجين. في هذه البيئة الأقل كيميائيًا (التي يهيمن عليها الهيدروجين)، كان يجب أن تكون هناك كميات كبيرة من أول أكسيد الكربون (\(\ce{CO}\)) وآثار الأمونيا (\(\ce{NH3}\)) والميثان (\(\ce{CH4}\)). لكن الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من الشمس تفصل جزيئات الغازات المختزلة في النظام الشمسي الداخلي. هربت معظم ذرات الهيدروجين الضوئية، تاركةً وراءها الأجواء المؤكسدة (التي يهيمن عليها الأكسجين) التي نراها اليوم على الأرض والزهرة والمريخ.

كان مصير الماء مختلفًا في كل من هذه الكواكب الثلاثة، اعتمادًا على حجمها وبعدها عن الشمس. في وقت مبكر من تاريخه، يبدو أن المريخ كان يتمتع بغلاف جوي كثيف مع مياه سائلة وفيرة، لكنه لم يستطع الاحتفاظ بهذه الظروف. تم فقدان ما\(\ce{CO2}\) يلزم لإحداث ظاهرة الاحتباس الحراري بشكل كبير، وانخفضت درجة الحرارة، وفي النهاية تجمدت المياه المتبقية. في كوكب الزهرة، حدثت العملية العكسية، مع تأثير الاحتباس الحراري الجامح الذي أدى إلى فقدان دائم للمياه. تمكنت الأرض فقط من الحفاظ على التوازن الدقيق الذي يسمح للماء السائل بالبقاء على سطحه.

مع اختفاء المياه، انتهى كل من فينوس والمريخ بجو يحتوي على حوالي 96 في المائة من ثاني أكسيد الكربون وبضعة في المائة من النيتروجين. على الأرض، أدى وجود الماء أولاً ثم الحياة إلى نوع مختلف تمامًا من الغلاف الجوي. \(\ce{CO2}\)تمت إزالتها وترسيبها في الرواسب البحرية. أدى انتشار أشكال الحياة التي يمكنها التمثيل الضوئي في النهاية إلى إطلاق المزيد من الأكسجين مما يمكن أن تزيله التفاعلات الكيميائية الطبيعية من الغلاف الجوي. ونتيجة لذلك، وبفضل الحياة على سطحها، تجد الأرض نفسها تعاني من\(\ce{CO2}\) نقص كبير في النيتروجين باعتباره الغاز الأكثر وفرة، والغلاف الجوي الكوكبي الوحيد الذي يحتوي على الأكسجين الحر.

في النظام الشمسي الخارجي، تيتان هو القمر الوحيد ذو الغلاف الجوي الكبير. يجب أن يحتوي هذا الكائن على مواد متطايرة كافية - مثل الأمونيا والميثان والنيتروجين - لتشكيل الغلاف الجوي. وهكذا، يتكون الغلاف الجوي لتيتان اليوم بشكل أساسي من النيتروجين. بالمقارنة مع تلك الموجودة على الكواكب الداخلية، فإن درجات الحرارة على تيتان منخفضة جدًا بحيث لا يمكن أن يكون ثاني أكسيد الكربون أو الماء في شكل بخار. مع وجود هذين النوعين من المواد الصلبة المتجمدة المتطايرة الشائعة، ربما ليس من المستغرب جدًا أن ينتهي الأمر بالنيتروجين كمكون أساسي في الغلاف الجوي.

نرى أن الطبيعة، بدءًا من مجموعة واحدة من المكونات الكيميائية، يمكنها تشكيل مجموعة واسعة من الأجواء النهائية المناسبة لظروف وتاريخ كل عالم. الغلاف الجوي الذي لدينا على الأرض هو نتيجة دهور عديدة من التطور والتكيف. وكما رأينا، يمكن تغييره من خلال تصرفات أشكال الحياة التي تعيش في الكوكب.

أحد دوافع استكشاف نظامنا الكوكبي هو البحث عن الحياة، بدءًا بمسح للبيئات التي يحتمل أن تكون صالحة للسكن. عطارد والزهرة والقمر ليست مناسبة؛ ولا معظم الأقمار في النظام الشمسي الخارجي. الكواكب العملاقة، التي لا تحتوي على أسطح صلبة، تفشل أيضًا في اختبار الصلاحية للسكن.

حتى الآن، ركز البحث عن البيئات الصالحة للسكن على وجود الماء السائل. تحتوي كل من الأرض وأوروبا على محيطات كبيرة، على الرغم من أن محيط يوروبا مغطى بقشرة سميكة من الجليد. يتمتع المريخ بتاريخ طويل من الماء السائل على سطحه، على الرغم من أن السطح اليوم جاف وبارد في الغالب. ومع ذلك، هناك أدلة قوية على وجود مياه تحت سطح المريخ، وحتى اليوم تتدفق المياه لفترة وجيزة على السطح في ظل الظروف المناسبة. قد يحتوي إنسيلادوس على الماء السائل الذي يسهل الوصول إليه بسهولة، والذي يتدفق إلى الفضاء عن طريق السخانات التي تمت ملاحظتها مع مركبتنا الفضائية كاسيني. تيتان هو من نواح كثيرة العالم الأكثر إثارة للاهتمام الذي استكشفناه. الجو بارد جدًا بالنسبة للمياه السائلة، ولكن مع غلافه الجوي الكثيف وبحيراته الهيدروكربونية، قد يكون أفضل مكان للبحث عن «الحياة كما لا نعرفها».

نصل الآن إلى نهاية دراستنا للنظام الكوكبي. على الرغم من أننا تعلمنا الكثير عن الكواكب الأخرى خلال العقود القليلة الماضية من استكشاف المركبات الفضائية، إلا أن الكثير لا يزال مجهولاً. كانت الاكتشافات في السنوات الأخيرة للنشاط الجيولوجي على تيتان وإنسيلادوس غير متوقعة، وكذلك السطح المعقد لبلوتو الذي كشفت عنه نيو هورايزونز. توفر دراسة أنظمة الكواكب الخارجية منظورًا جديدًا، حيث تعلمنا أن هناك تنوعًا أكبر بكثير بين أنظمة الكواكب مما تخيله العلماء قبل بضعة عقود. يعد استكشاف النظام الشمسي أحد أعظم المغامرات البشرية، وقد بدأ للتو من نواح كثيرة.

المفاهيم الأساسية والملخص

بعد بدايتها المشتركة، تطور كل كوكب في مساره الخاص. يتم توضيح النتائج المحتملة المختلفة من خلال مقارنة الكواكب الأرضية (الأرض والزهرة والمريخ وعطارد والقمر). كلها كائنات صخرية ومتمايزة. يتناسب مستوى النشاط الجيولوجي مع الكتلة: الأكبر بالنسبة للأرض والزهرة، وأقل بالنسبة للمريخ، وغائب للقمر وعطارد. ومع ذلك، يمكن للمد والجزر من عالم قريب آخر أن يولد الحرارة أيضًا لدفع النشاط الجيولوجي، كما هو موضح في Io و Europa و Enceladus. بلوتو نشط أيضًا، مما أثار دهشة علماء الكواكب. على أسطح العوالم الصلبة، يمكن أن تنتج الجبال عن التأثيرات أو البراكين أو الارتفاع. بغض النظر عن أصلها، يمكن دعم الجبال العالية على كواكب أصغر ذات جاذبية سطحية أقل. قد تكون الغلاف الجوي للكواكب الأرضية قد اكتسبت مواد متطايرة من تأثيرات المذنبات. فقد القمر وعطارد غلافهما الجوي؛ وتتجمد معظم المواد المتطايرة على المريخ بسبب بعده الأكبر عن الشمس وغطائه الجوي الرقيق؛ واحتفظت الزهرة\(\ce{CO2}\) ولكنها فقدتها\(\ce{H2O}\) عندما تطورت ظاهرة الاحتباس الحراري الهائلة. لا تزال الأرض فقط تحتوي على مياه سائلة على سطحها وبالتالي يمكنها دعم الحياة.