الفلك

هل يمكن أن يفسر التركيب المعدني للكواكب عدم وجود هياكل عملاقة؟

هل يمكن أن يفسر التركيب المعدني للكواكب عدم وجود هياكل عملاقة؟

تتعلق مفارقة فيرمي لماذا لا نلاحظ أدلة على وجود كائنات فضائية ، مثل الهياكل العملاقة. إذا أردنا بناء سرب دايسون ، فقد يكون أفضل مصدر هو Mercury (Armstrong and Sandberg 2013): ليس فقط هو قريب ، مع الكثير من الطاقة الشمسية للتفكيك الأسي ، ولكن تركيبته المعدنية مناسبة. ولكن هل يمكن أن تكون الكواكب المصنوعة من معادن مناسبة ، مع الكثير من الطاقة الشمسية ، نادرة بما يكفي لمنع معظم الحضارات المتقدمة من بناء كرات دايسون ، أو غيرها من الهياكل العملاقة التي يمكن اكتشافها؟

إنه حل عادي لمفارقة فيرمي ، لكن يمكن تصوره من خلال معرفتي المحدودة بالكواكب الخارجية ، فقط لأن نظامنا الكوكبي غير نمطي. على سبيل المثال ، حيث يوجد لدينا عطارد ، سيكون للعديد من الأنظمة كواكب المشتري الساخنة بدلاً من ذلك (أو ربما أيضًا ، إذا كان هذا يتوافق مع كيفية تشكل معظم الأنظمة). هل يمكننا البدء في الإجابة عن هذا من خلال فهمنا الحالي لما هو نموذجي للكواكب الخارجية؟


في ورقتنا البحثية ، استخدمنا عطارد لأنه كان مناسبًا (قريب ، بدون تهوية ، طاقة ربط منخفضة). لكننا لم نحاول تحسين تصميم كرة دايسون على الإطلاق. اتضح أنه يمكن للمرء على الأرجح بناء كرة أكثر كفاءة بكثير من عاكسات رقائق الألومنيوم الرقيقة جدًا التي توازن ضغط الضوء والجاذبية الشمسية للبقاء في مكانها. هذا لا يأخذ سوى كتلة الكويكب فيستا أو نحو ذلك. بالإضافة إلى ذلك ، إذا تم تصنيع العاكسات في حزام الكويكبات ، يمكن للمرء أن يبحر بها إلى مدارات قريبة بجهد متواضع.

الألومنيوم هو مجرد مادة واحدة ممكنة. بشكل أساسي ، أي معدن يعمل للعاكسات (الحيلة هي الحفاظ على الكتلة منخفضة بدرجة كافية) ، في حين أن الأنظمة الفرعية لتجميع الطاقة يمكن أن تعتمد على أشباه الموصلات أو حتى التوربينات الحرارية - السيليكات والمياه ليست غير شائعة في النظام الشمسي ، ويفترض أنها متوفرة بالمثل في أنظمة أخرى . حتى إذا تم تنظيف المنطقة الداخلية بواسطة كوكب المشتري الساخن ، فيمكن تصنيع أجزاء من النظام الخارجي وتدويرها بشكل حلزوني.

لذلك ما لم نتوقع أن تكون الكويكبات نادرة (فكرة غير قابلة للتصديق إلى حد ما) ، فمن المحتمل أن يكون هناك الكثير من مواد البناء. كإجابة على مفارقة فيرمي ، فإن الافتقار إلى الموارد لا يمكن الاعتماد عليه بدرجة كافية.


سيكون وجود كوكب ، مثل عطارد ، بالقرب من المكان الذي يمكن فيه بناء هيكل ضخم للنظام الشمسي أمرًا مفيدًا بالتأكيد.

أسباب الغياب الواضح للهياكل الضخمة هي:

  • قد يكون كوكب الأرض هو الكوكب الوحيد في الكون الذي يتمتع بحياة ذكية. لا يزال من غير المعروف ما إذا كان أي شكل من أشكال الحياة موجودًا في مكان آخر.
  • إذا كانت الحياة الذكية موجودة ، أو موجودة بالفعل ، فقد لا تحتاج في مكان آخر إلى القدرة أو الموارد اللازمة لبناء هياكل ضخمة.

هل يمكن أن يفسر التركيب المعدني للكواكب عدم وجود هياكل عملاقة؟ - الفلك

أ. كيف تمكنوا من الذوبان؟
تحتوي الأرض على نواة معدنية كثيفة وغطاء صخري أقل كثافة. يشار إلى هذا بالقول أنه متمايز ، أو من تكوين مختلف في أماكن مختلفة ، وليس متجانسة ، أو حول نفس التكوين في كل مكان. نعتقد أن هذا التمايز يعني ضمنيًا أن الأرض قد ذابت تمامًا في وقت مبكر من تاريخها ، بحيث يمكن للمواد الثقيلة أن تغرق في القاع ، والمواد الخفيفة تطفو على القمة.
هناك ثلاثة مصادر حرارة رئيسية يمكن أن تسمح للأرض بالذوبان:
(1) حرارة الشمس
(2) حرارة التراكم التثاقلي والتمايز
(3) النشاط الإشعاعي

1. التسخين الشمسي وتكوين المواد الصلبة البدائية
كما تمت مناقشته سابقًا ، كان النظام الشمسي الداخلي شديد الحرارة أثناء تكوين الكواكب. في الوقت الحاضر ، درجات الحرارة في مدار الأرض مريحة نسبيًا ولكن أثناء تكوين الكواكب قبل 4.5 مليار سنة ، كانت درجات الحرارة تتراوح بين 1500 و 2500 درجة فهرنهايت. في مدار عطارد ، كانت درجات الحرارة أعلى من ذلك ، وحتى في حزام الكويكبات ، كانت درجات الحرارة عدة مئات من الدرجات فوق الصفر.
في أي جزء من السديم الشمسي ، يعتمد نوع المعادن التي تتكثف من المواد الغازية بشكل أساسي على درجات الحرارة في تلك المنطقة. في المنطقة الداخلية ، حيث توجد الكواكب الأرضية الآن ، جعلت درجات الحرارة المرتفعة من المستحيل على أي مواد البقاء على قيد الحياة باستثناء المركبات ذات درجة حرارة الانصهار العالية مثل أكاسيد المعادن: معادن السيليكات التي تشكل الكواكب الأرضية. بعيدًا عن الشمس ، سمحت درجات الحرارة المنخفضة ليس فقط للمواد الصخرية ، ولكن أيضًا بتواجد مركبات الكربون المتطايرة نسبيًا والجليد كمواد صلبة. بصرف النظر عن هذه الاختلافات الكبيرة في تكوين المكون الصلب للسديم الشمسي ، فقد كانت هناك اختلافات بين أنواع المواد التي يمكن أن تكون صلبة داخل كل منطقة.
على سبيل المثال ، بعيدًا جدًا عن الشمس ، يمكن أن يوجد الميثان كجليد ولكن بالقرب منه ، يتبخر ليصبح غازًا (كما يحدث الآن على بلوتو). يمكن أن يتواجد الجليد المائي كمادة صلبة بالقرب من مدار كوكب المشتري وخارجه ، ولكنه أيضًا سيبدأ في الذوبان جزئيًا نحو مدار المريخ. نتيجة لذلك ، لا يمكن للأجسام الصغيرة ، مثل المذنبات ، التي تحتوي على الجليد ، الاقتراب من الشمس كثيرًا من مدار كوكب المشتري قبل أن تبدأ معظم جليدها في التبخر وحتى بعيدًا عن الشمس ، قد تبدأ الغازات الأكثر تطايرًا ، مثل الميثان ليغلي بعيدا عنها.
وبالمثل ، في النظام الشمسي الداخلي ، ستؤثر الاختلافات في درجة الحرارة بين مدارات الكواكب المختلفة بشكل كبير على أنواع المواد الموجودة فيها. في مدار المريخ ، حيث ستكون درجات الحرارة حوالي 1000 درجة فهرنهايت فقط ، يمكن للعديد من المواد الصخرية التي قد تتبخر عند درجات حرارة تصل إلى 1500 درجة أو أكثر أن تتكثف وتبقى صلبة. في حزام الكويكبات الخارجي ، حيث كانت درجات الحرارة قريبة من الصفر ، يمكن لمركبات الكربون البقاء على قيد الحياة والتي كانت ستتبخر في درجات الحرارة المرتفعة بالقرب من مدار المريخ. لهذا السبب ، يمكن أن يحتوي المريخ على كميات كبيرة من المعادن ذات درجة حرارة الانصهار المنخفضة والتي قد تكون نادرة أو غير موجودة في المواد التي كانت تتشكل داخل مدار الأرض ، ويمكن أن تكون الكويكبات الموجودة في الجزء الخارجي من حزام الكويكبات غنية بمركبات الكربون ، في حين أن تلك الموجودة في الجزء الداخلي تعاني من نقص في مثل هذه المواد.
على العكس من ذلك ، إذا تم نقل المواد ذات درجة حرارة الانصهار العالية التي تشكلت في مدار عطارد إلى مدار المريخ ، فإن التفاعلات الكيميائية بينها وبين الغازات (التي لا تزال ساخنة نسبيًا) في تلك المنطقة ستحول تدريجياً بعضها إلى درجة انصهار أقل - معادن درجة الحرارة ، وزيادة نسبة المعادن المتطايرة ، وتقليل نسبة المعادن المقاومة للصهر.
مع أخذ ذلك في الاعتبار ، يمكننا أن نرى أنه في أي منطقة من السديم الشمسي ، إذا ارتفعت درجات الحرارة بضع مئات من الدرجات فقط ، فإن جزءًا كبيرًا من المواد الصلبة في تلك المنطقة سيبدأ في الذوبان. نتيجة لذلك ، تحتاج العوامل الأخرى فقط إلى رفع درجة الحرارة ببضع مئات من الدرجات (على الأكثر) لإنتاج قدر كبير من الذوبان والتمايز.

2. التسخين عن طريق الاصطدام وتسارع الجاذبية
عندما بدأت الكواكب في التشكل ، كانت تتكون من حبيبات صغيرة من الغبار والحصى والصخور. كان هناك الكثير من هذه الجسيمات التي تدور حول الشمس لدرجة أن الاصطدامات بينها كانت متكررة للغاية ، وسرعان ما تراكمت في أجسام كبيرة إلى حد ما (مثل الكويكبات والمذنبات) ، يشار إليها عمومًا باسم الكواكب الصغيرة (الأشياء الصغيرة ، -النفس ، والتي ، من خلال الاصطدامات ، في نهاية المطاف مثل الكواكب). في المراحل المبكرة من هذا التراكم ، نظرًا لأن الاصطدامات كانت متكررة جدًا ، كان من الممكن أن تدور جميع الحبيبات الصلبة في منطقة معينة حول الشمس بسرعات متطابقة تقريبًا ، وكان التصادم بينهما خفيفًا نسبيًا.
ومع ذلك ، مع نمو الكواكب الصغيرة ، سيكون هناك عدد أقل وأقل ، وستصبح الاصطدامات أقل تكرارًا. سيسمح هذا بالاختلافات الصغيرة في السرعة ، التي تغذيها جاذبية الشمس ، بالزيادة تدريجياً. على سبيل المثال ، في حزام الكويكبات الحالي ، يمكن أن يكون لدينا سرعات تصادم تبلغ عدة آلاف من الأميال في الساعة. يمكن أن ينتج عن الاصطدام بمثل هذه السرعات كمية كبيرة من الحرارة ، مما يؤدي إلى تبخير أجزاء صغيرة من الأجسام المتصادمة.
بالنسبة للأجسام الأكبر حجمًا ، مثل الأرض ، يمكن أن تكون سرعات الاصطدام أعلى ، لأنه عندما يقترب الجسم منا ، تساعد جاذبيتنا على جذبه إلينا. حتى لو كان الجسم بالكاد لديه أي سرعة على الإطلاق (بالنسبة لنا) قبل أن يقترب منا ، فإنه سيضرب الغلاف الجوي العلوي لدينا بسرعة تساوي سرعة الهروب ، أو 25000 ميل في الساعة. جسم يندفع إلى كوكب المشتري ، والذي تبلغ سرعته خمسة أضعاف ونصف سرعة الهروب لدينا (على سبيل المثال ، المذنب شوميكر ليفي 9 ، الذي اصطدم بالمشتري قبل بضع سنوات) ، سيضرب غلافه الجوي بسرعة 150000 ميل في الساعة تقريبًا.
تولد سرعات الاصطدام الضخمة هذه كميات هائلة من الحرارة التي عندما يصطدم كويكب أو مذنب بالأرض ، فإنه يخلق ثقبًا أكبر بعشر إلى عشرين مرة من الجسم المتأثر ، مما يؤدي إلى تبخر كل الجسم تقريبًا وجزءًا كبيرًا من المحيط الجانب القطري.
خلال المراحل الأخيرة من تكوين الكواكب ، عندما كانت قريبة من أحجامها الحالية ، كانت الملايين من الاصطدامات القادمة ستؤدي إلى تسخين الأجزاء الخارجية للكواكب بشكل كبير ، مما يسمح على الأقل لأجزاء كبيرة من مناطقها الخارجية بالذوبان ، ثم اشتق. بما أن حرارة الشمس ، كما نوقش سابقًا ، من خلال التحكم في أنواع المواد الموجودة في منطقة معينة ، كانت ستجعل بالفعل متوسط ​​درجة حرارة الكواكب بضع مئات من الدرجات فقط أقل من متوسط ​​درجة حرارة الانصهار للمواد المكونة لها ، جميع الكواكب الكبيرة ، من خلال الحصول على تسخين إضافي كبير من حرارة الاصطدام وتسريع الجاذبية لأي تأثيرات ، ستكون بالتأكيد ساخنة بدرجة كافية لتذوب بشكل كبير (كما نعلم بالفعل بالنسبة للأرض).

3. النشاط الإشعاعي وذوبان الأجسام الصخرية الأصغر
العاملان اللذان تمت مناقشتهما بالفعل كافيان لتفسير ذوبان الأجسام الكبيرة ، مثل الكواكب. لكن بالنسبة للأجسام الصغيرة ، مثل قمرنا والكويكبات ، فإن قوة الجاذبية صغيرة ، ولا يمكن للجاذبية أن تساعد في تسريع الأجسام القادمة إلى سرعة كافية لضمان انصهار كبير لهذه الأجسام الصغيرة. ومع ذلك ، نحن نعلم أنه في وقت ما ، لا بد أنه كان هناك جسم (أو أشياء) في حزام الكويكبات والتي كانت (أو كانت) متمايزة ، لأن النيازك الحجرية والحديدية التي نشأت هناك يجب أن تكون قد أتت من مثل هذا الجسم المتمايز.
ربما سمع الكثير منكم عن النظرية القديمة القائلة بوجود كوكب كبير ، مشابه في حجم الأرض ، في حزام الكويكبات ، والذي تم تدميره بطريقة ما ، مما أدى إلى تكوين الكويكبات كما نعرفها. تعود هذه النظرية إلى اكتشاف الكويكبات. قبل اكتشافهم ، تم التعرف على أن التباعد المداري المنتظم للكواكب كان مختلفًا في المنطقة بين المريخ والمشتري. في كل منطقة أخرى من النظام الشمسي ، يبعد كل كوكب ما بين 1/2 و 2/3 عن الشمس مثل الكوكب التالي ، لكن المريخ أقل من 1/3 من مسافة كوكب المشتري عن الشمس ، مما يترك مساحة كبيرة للآخر. الكوكب على بعد حوالي 2.8 AUs. هذا هو بالضبط الحجم المداري لسيريس ، أول كويكب تم اكتشافه ، لذلك عندما تم العثور على سيريس ، افترض أنه الكوكب "المفقود" الذي ينتمي إلى تلك المنطقة. ومع ذلك ، في غضون بضع سنوات فقط ، تم اكتشاف العديد من الكويكبات الأصغر ، وبالطبع نحن نعلم الآن أن هناك عدة آلاف أو عشرات الآلاف ، اعتمادًا على مدى صغر حجمك الذي ترغب في الذهاب إليه لمواصلة عدها.
عندما تم إدراك وجود العديد من الأجسام الصغيرة في هذه المنطقة ، بدلاً من جسم واحد كبير ، تم اقتراح أنه ربما كان هناك جسم كبير هناك ، ولكن تم تدميره بطريقة ما ، وفقد الاصطدام مع الكواكب الأخرى معظم قطع. كيف يمكن تدمير جسم بحجم كوكب لم يتم شرحه بشكل مرضٍ أبدًا ، لكنه يتناسب مع التصور المسبق بأنه كان يجب أن يكون هناك كوكب "طبيعي" في تلك المنطقة.
كما ذكرنا سابقًا ، لا تتمتع الأجسام الصغيرة مثل الكويكبات بالجاذبية الكافية للمساعدة في تسريع الأجسام القادمة ، ولهذا السبب ، لا ينبغي أن تكون ساخنة بدرجة كافية لتذوب وتتمايز. ومع ذلك ، تظهر النيازك التي تأتي من حزام الكويكبات أنه لا بد من وجود جسم متمايز في هذه المنطقة. كيف يمكن أن نفسر هذا؟ الجواب ، من خلال النشاط الإشعاعي. عندما تتحلل المواد المشعة ، فإنها تطلق الحرارة. إذا تم دفنها بعمق داخل جسم صخري صلب ، فإن هذه الحرارة ستحتجز وتتراكم تدريجياً. إذا كان هناك ما يكفي من هذه الحرارة ، يمكن أن تذوب الجسم في النهاية ، مما يسمح له بالتمييز.
تكمن مشكلة هذا التفسير في أن المواد المشعة المختلفة تتحلل بمعدلات مختلفة ، وتلك التي تتحلل بسرعة ، وتطلق كميات كبيرة من الحرارة في فترة زمنية قصيرة نسبيًا ، نادرة. فقط الأنواع التي تتحلل ببطء ، وتطلق كميات صغيرة نسبيًا من الحرارة في أي وقت ، هي شائعة نسبيًا. كمثال على كيفية عمل ذلك ، يحتوي اليورانيوم على نظيرين شائعين إلى حد ما (ذرات من نفس العنصر بأوزان ذرية مختلفة ، نظرًا لوجود أعداد مختلفة من النيوترونات في نواتها). معظم اليورانيوم الموجود على الأرض هو اليورانيوم 238 (ما يسمى لأنه يحتوي على 92 بروتونًا ، مما يجعله يورانيوم ، و 146 نيوترونًا ، والتي تضيف ما يصل إلى 238 نيوترونًا) فقط نسبة صغيرة من اليورانيوم 235 (الذي يحتوي أيضًا على 92 بروتونًا ، ولكن فقط 143 نيوترونًا ، ليصبح المجموع 235 نيوكليونًا). اليورانيوم 238 ليس شديد النشاط الإشعاعي (نصف عمره يزيد عن 4 مليارات سنة ، مما يعني أن نصفه يستغرق أكثر من 4 مليارات سنة ليتحلل إلى رصاص) ، بينما اليورانيوم 235 أكثر إشعاعًا (نصف عمره فقط 700 ملايين السنوات). إذا كان كل من هذين النوعين من اليورانيوم وفيرًا بشكل متساوٍ ، فإن معدل تحلل اليورانيوم 235 الأسرع بكثير سيؤدي إلى إنتاج أكثر من 6 أضعاف تسخين إشعاعي (تجاهل أي اختلافات في كمية الحرارة الناتجة عن كل انحلال). ومع ذلك ، نظرًا لأن اليورانيوم 238 أكثر وفرة بحوالي 100 مرة من اليورانيوم 235 ، فإنه ينتج في الواقع معظم التسخين الإشعاعي للأرض.
قبل 4.5 مليار سنة ، كانت هذه النتيجة مختلفة تمامًا. نظرًا لأن اليورانيوم 238 يتحلل ببطء شديد ، فإن الكمية الحالية تقارب نصف ما كانت عليه في الأرض عندما كانت تتشكل ، وكان التسخين الإشعاعي الناتج عن هذه المادة في ذلك الوقت أكبر بمقدار ضعف ما هو عليه الآن (وليس كثيرًا. كبير مقارنة بأشكال التدفئة الأخرى التي تمت مناقشتها بالفعل). ومع ذلك ، فإن الاضمحلال الأسرع لليورانيوم 235 يعني أنه قد تناقص كميته عدة مرات ، وأصبح الآن فقط نسبة مئوية قليلة من كميته الأصلية ، أو أنه كان أكثر وفرة بـ 40 مرة مما هو عليه الآن. مع وفرة أكبر بكثير ، ومعدل تحلل أسرع بكثير ، بدلاً من إنتاج تسخين إشعاعي أقل بكثير من اليورانيوم 238 ، كان من الممكن أن ينتج بالفعل تسخينًا إشعاعيًا أكثر عندما كانت الأرض صغيرة
هذه النتيجة نموذجية إلى حد كبير للحسابات التي تم إجراؤها لأنواع أخرى من المواد المشعة. الأشياء التي تتحلل ببطء لا تزال وفيرة جدًا (لأنها تتحلل ببطء) ، والأشياء التي تتحلل بسرعة أصبحت الآن نادرة جدًا (لأنها تتحلل بشكل أسرع بكثير) ، ولكن عندما كانت الأرض صغيرة ، كانت المواد الأسرع تحللًا كثيرًا. أكثر أهمية لميزانية حرارة الأرض ، لأنها كانت ستصبح غزيرة ومشعة بشكل مكثف. لتوسيع هذه الفكرة ، كان أهم مصدر للحرارة الإشعاعية أثناء تكوين الكواكب هو المواد المشعة التي لم تعد موجودة على الإطلاق ، لأنها تتحلل بسرعة كبيرة لدرجة أن جميع ذراتها ستتحول منذ فترة طويلة إلى منتجات تحلل غير إشعاعية.
المشكلة في هذه النتيجة هي أنه في حالة نظيري اليورانيوم ، نعرف مقدار كل منهما الآن ، ونعرف معدلات تحللهما ، وبالتالي يمكننا حساب كيفية وجودهما في الماضي البعيد. ولكن مع المواد التي يُفترض أنها منقرضة قصيرة العمر تمت مناقشتها للتو ، نفترض أنه لم يتبق منها أي ذرات على الإطلاق ، فكيف يمكننا حساب عدد المواد التي كانت موجودة في السابق؟ بالمعنى الدقيق للكلمة ، لا يمكننا ذلك ، وبالتالي فإن أي تخمين حول مدى وفرتها ، ومقدار التسخين الإشعاعي الذي قد ينتجونه ، سيكون مجرد تخمين. وعلى الرغم من أن علماء الفلك لا يكرهون إطلاقًا التكهنات الجامحة التي قد تكون يومًا ما قادرة على إثبات صحتها أو خطأها ، إلا أنهم (عادةً) يكرهون حل المشكلات من خلال تقديم اقتراحات لا أمل في التحقق منها أو دحضها. لذلك ، إذا كان حل ذوبان الكويكبات هو الوجود لمرة واحدة لمواد مشعة قصيرة العمر لا يمكن إثبات وجودها المفترض ، فيجب رفض هذا الحل. وهذا بالضبط ما تم فعله ، في وقت سابق من هذا القرن ، عندما تم اقتراح أن النشاط الإشعاعي له بعض الأهمية لهذه المشكلة.
لكن كما اتضح ، نعلم الآن أنه أثناء تكوين النظام الشمسي ، كانت هناك بالفعل كميات هائلة من المواد المشعة قصيرة العمر. كما سترون (بالتفصيل) لاحقًا في الفصل الدراسي ، كان من شبه المؤكد أن نشوء نظامنا الشمسي كان بسبب انفجار واحد أو أكثر من النجوم الضخمة التي تشكلت في نفس المنطقة مثل الشمس ولكن في وقت مبكر جدًا. في تدمير هذه النجوم الضخمة ، يؤدي الانهيار الكارثي لللب المركزي إلى حدوث انفجار كارثي أكبر في اللب والمناطق المحيطة به. ترتفع درجات الحرارة إلى تريليونات الدرجات ، مما يتسبب في أن المواد الموجودة في القلب تخضع لتفاعلات نووية سريعة وغير مستقرة بشكل لا يصدق. جميع المواد في نظامنا الشمسي ، باستثناء الهيدروجين والهيليوم ، والتي تعود إلى بداية الكون ، يتم إنشاؤها في مثل هذه النجوم الضخمة. تعكس الكميات الكبيرة أو الأصغر نسبيًا من المواد المختلفة إلى حد كبير المدة التي تم إنشاؤها فيها: العناصر الأخف من الحديد تم إنشاؤها خلال العمر "الطبيعي" للنجوم ، والذي استمر لبضعة ملايين من السنين ، وهي نسبيًا وفيرة ، في حين أن العناصر الأثقل من الحديد نادرة ، لأنها تتكون فقط في الثواني القليلة من العاصفة النارية التي دمرت النجوم.
تتنبأ نظرية تكوين العناصر هذه بأن بعض العناصر ، مثل الأكسجين والكربون ، يجب أن تكون وفيرة نسبيًا وأن العناصر الأخرى ، مثل السيليكون والحديد ، يجب أن تكون أقل وفرة وأن العناصر الأخرى ، مثل اليورانيوم والجادولينيوم ، يجب أن تكون أقل وفرة. كن نادرًا جدًا. تتطابق وفرة جميع العناصر ، باستثناء الهيدروجين والهيليوم ، بشكل وثيق للغاية مع وفرتها كما تنبأت هذه النظرية.
تتنبأ هذه النظرية أيضًا بأن أنواعًا معينة من النظائر المشعة قصيرة العمر قد تم إنتاجها بكميات كبيرة.هذه النظائر ، بسبب نصف عمرها القصير ، لم تعد موجودة ، لكن منتجاتها المتحللة موجودة ، وإذا كان لديها وفرة غير عادية ، يمكننا أن نلاحظ ذلك في الصخور التي لم تتغير بشكل كبير منذ نشأة النظام الشمسي. قد تشمل هذه الصخور النيازك "البدائية" (النيازك التي تتمتع معادنها بخصائص فيزيائية وكيميائية تشير إلى أنها لم تكن أبدًا داخل كويكب ، ولكنها بدلاً من ذلك قطع متبقية من تكوين النظام الشمسي) ، مثل الكوندريت والكوندريت الكربوني . أصبح من الممكن الآن ، باستخدام الكيمياء الدقيقة (التحليل الكيميائي للقطع المجهرية من المادة) ، تحليل المعادن في النيازك بتفاصيل غير عادية. كما اتضح ، تم العثور على عدد قليل جدًا منها يحتوي على وفرة غريبة من بعض الذرات الثقيلة والتي يمكن تفسيرها بسهولة أكبر بافتراض أنه في الوقت الذي تشكلت فيه هذه النيازك البدائية ، كان النظام الشمسي يحتوي على ذرات ثقيلة للغاية يمكن أن تحتوي فقط كانت موجودة إذا تم إنشاؤها مؤخرًا في انفجار مستعر أعظم. لهذا السبب ، نشك في أن المواد الصخرية في النظام الشمسي المبكر كانت بالفعل مشعة تمامًا.
باستخدام الكيمياء الدقيقة ، اكتشفنا أيضًا أن هناك "عائلات" من النيازك ذات التركيبات النظيرية المتشابهة (تطابق تام تقريبًا في وفرة نظائر العناصر المختلفة). داخل عائلة معينة ، تكون وفرة نظائر العناصر المختلفة متشابهة جدًا ، لدرجة أن التفسير الأكثر ترجيحًا للتشابه هو أن جميع النيازك المعنية كانت ذات مرة داخل نفس الجسم الأم. إذا كان لجميع النيازك نفس التركيب النظيري ، فإن هذا يشير إلى والد واحد بدائي ، كما اقترح من قبل. ولكن بدلاً من ذلك ، هناك حوالي ست عائلات نظيرية مختلفة ، مما يعني أنه يجب أن يكون هناك على الأقل عدد مماثل من أجسام الوالدين. هذا يجعل فكرة أن النيازك نشأت في أجسام بحجم الكوكب غير جذابة. على الرغم من أن أحد هذه الأشياء هو احتمال بالكاد يمكن تصوره ، إلا أنه لا يوجد أحد على استعداد لاقتراح وجود نصف دزينة أو أكثر من هذه الأشياء التي تم تدميرها جميعًا بطريقة ما.
بدلاً من ذلك ، يبدو أنه في التاريخ المبكر للنظام الشمسي ، كان هناك الكثير من المواد المشعة قصيرة العمر حول أي جسم صخري أكبر من 100 ميل في القطر كان سيذوب. وهذا يشمل الأرض والكواكب الأرضية ، وقمرنا ، والكويكبات الأكبر. ستكون حرارة الشمس ، من خلال تسهيل صهر المواد نسبيًا ، عاملاً مهمًا لجميع هذه الأجسام. بالنسبة للأجسام الأكبر حجمًا ، فإن جاذبيتها ، من خلال المساعدة في تسريع الأجسام القادمة ، كانت ستساعد أيضًا. لكن بالنسبة لهم جميعًا ، وخاصة الأجسام الأصغر ، كان النشاط الإشعاعي الموجود في ذلك الوقت حاسمًا في ذوبانها.

4. تدفئة كواكب المشتري
نظرًا لأن كواكب جوفيان تتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم (يتم تسييلهما بالكامل تقريبًا بالوزن الهائل للكميات الهائلة من هذه المواد) ، فلا يبدو من الضروري شرح كيفية ذوبانهما والتمييز بينهما. عندما بدأوا ، كانوا مجرد كرات ثلجية قذرة ، ولكن عندما أصبحت كبيرة بما يكفي لجذب الغازات المحيطة بها بجاذبية ، تكاثرت في الحجم لتصبح في الغالب أجسام الغاز المسال كما هي الآن. ستضع عملية التشكيل هذه تلقائيًا الأشياء الثقيلة في المنتصف والأشياء الأخف في الخارج. وإذا اصطدمت بها كرات ثلجية أو صخور قذرة لاحقًا ، فإن المواد الأثقل تميل إلى الغرق في القاع مع النوى الأصلية للكواكب. ومع ذلك ، لا يضر التفكير في تسخين هذه الأجسام ، لأنه كما تعلم بالفعل ، فإن كوكب المشتري وزحل شديد الحرارة من الداخل.
عند ضغط الغازات ، يتم تسخينها بالعمل المطلوب لضغطها. عندما تتراكم 300 كتلة أرضية من الغازات ، كما فعل المشتري ، فإن وزن كل هذا الغاز يسخنها كثيرًا. اعتمادًا على المدة التي يستغرقها تراكم كل هذا الغاز ، كان من الممكن أن يتم إشعاع بعض الحرارة بعيدًا قبل إتمام العملية ، وبالتالي فإن درجات الحرارة التي تم الوصول إليها في نوى كواكب جوفيان ستعتمد على المدة التي تستغرقها للوصول إلى حاضرها الحجم نعتقد حاليًا أن معظم الغاز قد تراكم في أقل من 100000 عام ، وأنه خلال هذا الوقت ، ربما وصل كوكب المشتري إلى درجات حرارة داخلية تزيد عن 250000 درجة فهرنهايت. على الرغم من أنه قد برد خلال 4.5 مليار سنة منذ تشكله ، إلا أن جزءًا كبيرًا من حرارته الأصلية لا يزال باقياً ، وربما يكون المساهم الرئيسي في درجة حرارته الحالية التي تزيد عن 50000 درجة فهرنهايت.


يمكن أن تحتوي أنظمة الكواكب خارج المجموعة الشمسية على ما يصل إلى سبعة كواكب شبيهة بالأرض في مناطقها الصالحة للسكن

يعرض انطباع هذا الفنان TRAPPIST-1 وكواكبها تنعكس على سطح. رصيد الصورة: NASA / R.Hurt / T. Pyle.

عادة ما يركز البحث عن الحياة في الفضاء الخارجي على المنطقة الصالحة للسكن ، وهي المنطقة المحيطة بالنجم التي يمكن أن يحتوي الكوكب المداري على مياه سائلة فيها.

في جامعة كاليفورنيا ، كان عالم الأحياء الفلكية في ريفرسايد ستيفن كين وزملاؤه يدرسون نظامًا قريبًا يسمى TRAPPIST-1 ، يحتوي على ثلاثة كواكب شبيهة بالأرض في منطقته الصالحة للسكن.

"هذا جعلني أتساءل عن الحد الأقصى لعدد الكواكب الصالحة للحياة التي يمكن أن يمتلكها نجم ، ولماذا نجمنا لديه واحد فقط. لم يبدو ذلك عادلاً! " قال الدكتور كين.

في الدراسة ، أنشأ الباحثون نظامًا نموذجيًا لمحاكاة الكواكب ذات الأحجام المختلفة التي تدور حول نجومها.

قامت خوارزمية بحساب قوى الجاذبية وساعدت في اختبار كيفية تفاعل الكواكب مع بعضها البعض على مدى ملايين السنين.

وجدوا أنه من الممكن لبعض النجوم أن تدعم ما يصل إلى سبعة ، وأن نجمًا مثل شمسنا يمكن أن يدعم ستة كواكب بالمياه السائلة.

قال الدكتور كين: "أكثر من سبعة ، وتصبح الكواكب قريبة جدًا من بعضها البعض وتزعزع استقرار مدارات بعضها البعض".

"لماذا إذن يحتوي نظامنا الشمسي على كوكب واحد صالح للسكن فقط إذا كان قادرًا على دعم ستة كوكب؟ من المفيد أن تكون حركة الكواكب دائرية وليست بيضاوية أو غير منتظمة ، مما يقلل من أي اتصال وثيق ويحافظ على مدارات مستقرة ".

يشتبه العلماء في أن كوكب المشتري ، الذي تبلغ كتلته ضعف كتلة كل الكواكب الأخرى في النظام الشمسي مجتمعة ، قد حد من قابلية نظامنا للسكن.

قال الدكتور كين: "لها تأثير كبير على قابلية نظامنا الشمسي للسكنية لأنها ضخمة وتزعج مدارات أخرى".

من المعروف أن عددًا قليلاً فقط من النجوم لديها كواكب متعددة في مناطقها الصالحة للسكن.

للمضي قدمًا ، يخطط المؤلفون للبحث عن نجوم إضافية محاطة بالكامل بكواكب أصغر.

لقد حددوا بالفعل أحد هذه النجوم ، Beta CVn ، والذي يقع بالقرب منه نسبيًا على بعد 27 سنة ضوئية.

نظرًا لأنه لا يحتوي على كوكب شبيه بالمشتري ، سيتم تضمينه كأحد النجوم التي تم فحصها بحثًا عن كواكب مناطق متعددة صالحة للسكن.

ستشمل الدراسات المستقبلية أيضًا إنشاء نماذج جديدة تدرس كيمياء الغلاف الجوي لكواكب المنطقة الصالحة للسكن في أنظمة النجوم الأخرى.

قال الدكتور كين: "على الرغم من أننا نعلم أن الأرض كانت صالحة للسكنى لمعظم تاريخها ، إلا أن العديد من الأسئلة لا تزال قائمة بشأن كيفية تطور هذه الظروف المواتية مع مرور الوقت ، والدوافع المحددة وراء هذه التغييرات".

"من خلال قياس خصائص الكواكب الخارجية التي قد تكون مساراتها التطورية مماثلة لمسارنا ، فإننا نحصل على معاينة لماضي ومستقبل هذا الكوكب & # 8212 وما يجب علينا القيام به لتحسين قابليته للحياة."

تم نشر عمل الفريق في المجلة الفلكية.

ستيفن آر كين وآخرون. 2020. التعبئة الديناميكية في المنطقة الصالحة للسكن: حالة Beta CVn. AJ 160 ، 81 دوى: 10.3847 / 1538-3881 / ab9ffe

تستند هذه المقالة إلى بيان صحفي صادر عن جامعة كاليفورنيا ، ريفرسايد.


محتويات

يتشكل الكيروجين أثناء عملية التحلل الرسوبي من تحلل المادة الحية. يمكن أن تشتمل المادة العضوية الأصلية على طحالب وعوالق بحرية وبحرية ونباتات أرضية عالية المستوى. أثناء التكوّن ، تتحلل البوليمرات الحيوية الكبيرة ، على سبيل المثال ، البروتينات والدهون والكربوهيدرات الموجودة في المادة العضوية الأصلية جزئيًا أو كليًا. يمكن النظر إلى عملية الانهيار هذه على أنها عكس عملية التمثيل الضوئي. [7] يمكن لهذه الوحدات الناتجة بعد ذلك تكثيف متعدد لتشكيل جيوبوليمرات. يشكل تشكيل الجيوبوليمرات بهذه الطريقة الأوزان الجزيئية الكبيرة والتركيبات الكيميائية المتنوعة المرتبطة بالكيروجين. أصغر الوحدات هي أحماض الفولفيك ، والوحدات المتوسطة هي الأحماض الدبالية ، وأكبر الوحدات هي الهومين. تحدث هذه البلمرة عادةً جنبًا إلى جنب مع تكوين و / أو ترسيب مكون معدني واحد أو أكثر مما يؤدي إلى صخور رسوبية مثل الصخر الزيتي.

عندما يتم ترسيب الكيروجين بشكل معاصر مع مادة جيولوجية ، فإن الترسيب اللاحق والدفن التدريجي أو التحميل الزائد يؤدي إلى ارتفاع الضغط ودرجة الحرارة بسبب التدرجات الصخرية والحرارة الجوفية في قشرة الأرض. تؤدي التغييرات الناتجة في درجات حرارة الدفن والضغوط إلى مزيد من التغييرات في تكوين الكيروجين بما في ذلك فقدان الهيدروجين والأكسجين والنيتروجين والكبريت والمجموعات الوظيفية المرتبطة بها ، والأزمرة اللاحقة والأروماتية. هذه التغييرات تدل على حالة النضج الحراري للكيروجين. تسمح الأرومة بالتكديس الجزيئي في صفائح ، مما يؤدي بدوره إلى حدوث تغييرات في الخصائص الفيزيائية للكيروجين ، مثل زيادة الكثافة الجزيئية ، انعكاس فيترينيت، وتلون الأبواغ (أصفر إلى برتقالي إلى بني إلى أسود مع زيادة العمق / النضج الحراري).

أثناء عملية النضج الحراري ، يتحلل الكيروجين في تفاعلات الانحلال الحراري عالية الحرارة لتشكيل منتجات ذات وزن جزيئي منخفض بما في ذلك البيتومين والزيت والغاز. يتحكم مدى النضج الحراري في طبيعة المنتج ، مع فترات الاستحقاق الحرارية المنخفضة التي ينتج عنها أساسًا البيتومين / الزيت وتنتج فترات الاستحقاق الحرارية الأعلى الغاز. يتم طرد هذه الأنواع المتولدة جزئيًا من الصخور المصدر الغنية بالكيروجين وفي بعض الحالات يمكن أن تشحن في صخور الخزان. يأخذ Kerogen أهمية إضافية في الموارد غير التقليدية ، وخاصة الصخر الزيتي. في هذه التكوينات ، يتم إنتاج النفط والغاز مباشرة من صخور المصدر الغنية بالكيروجين (أي أن صخرة المصدر هي أيضًا صخور الخزان). تم العثور على الكثير من المسامية في هذه الصخر الزيتي داخل الكيروجين ، وليس بين الحبيبات المعدنية كما يحدث في صخور الخزان التقليدية. [8] وبالتالي ، يتحكم الكيروجين في الكثير من تخزين ونقل النفط والغاز في الصخر الزيتي.

الكيروجين هو مزيج معقد من المركبات الكيميائية العضوية التي تشكل الجزء الأكبر من المادة العضوية في الصخور الرسوبية. [10] بما أن الكيروجين هو خليط من المواد العضوية ، فإنه لا يتم تعريفه بصيغة كيميائية واحدة. يختلف تركيبه الكيميائي اختلافًا كبيرًا بين التكوينات الرسوبية وحتى داخلها. على سبيل المثال ، يحتوي الكيروجين من رواسب الصخر الزيتي في تكوين النهر الأخضر في غرب أمريكا الشمالية على عناصر بنسب الكربون 215: الهيدروجين 330: الأكسجين 12: النيتروجين 5: الكبريت 1. [11]

الكيروجين غير قابل للذوبان في المذيبات العضوية العادية جزئيا بسبب وزنه الجزيئي العالي لمركباته المكونة. يُعرف الجزء القابل للذوبان باسم البيتومين. عند تسخينها إلى درجات الحرارة المناسبة في قشرة الأرض ، (نافذة الزيت ج. 50-150 درجة مئوية ، نافذة الغاز ج. 150-200 درجة مئوية ، يعتمد كلاهما على سرعة تسخين الصخور المصدر) بعض أنواع الكيروجين تطلق النفط الخام أو الغاز الطبيعي ، والمعروف مجتمعة باسم الهيدروكربونات (الوقود الأحفوري). عندما توجد مثل هذه الكيروجينات بتركيز عالٍ في الصخور مثل صخور الطين الغني بالمواد العضوية ، فإنها تشكل صخور المصدر المحتملة. الصخر الزيتي الغني بالكيروجين ولكن لم يتم تسخينه إلى درجة الحرارة المطلوبة لتوليد الهيدروكربونات قد يشكل بدلاً من ذلك رواسب الصخر الزيتي.

تم تحليل التركيب الكيميائي للكيروجين من خلال عدة أشكال من التحليل الطيفي للحالة الصلبة. تقيس هذه التجارب عادة المواصفات (بيئات الترابط) لأنواع مختلفة من الذرات في الكيروجين. إحدى التقنيات هي التحليل الطيفي للرنين المغناطيسي النووي 13 درجة مئوية ، والتي تقيس تكوين الكربون. وجدت تجارب الرنين المغناطيسي النووي أن الكربون في الكيروجين يمكن أن يتراوح من أليفاتية بالكامل تقريبًا (sp 3 مهجن) إلى عطري بالكامل تقريبًا (sp 2 مهجن) ، مع وجود مواد كروجينية ذات نضج حراري أعلى ذات وفرة أعلى من الكربون العطري. [12] وهناك تقنية أخرى وهي مطيافية رامان. نثر رامان هو خاصية مميزة ويمكن استخدامه لتحديد أنماط اهتزازية معينة وتماثلات للروابط الجزيئية. تشتمل أطياف رامان من الكيروجين من الدرجة الأولى على قممتين رئيسيتين [13] ما يسمى بالنطاق G ("الجرافيت") يُعزى إلى أنماط اهتزازية داخل الطائرة ذات ترتيب جيد sp 2 الكربون وما يسمى بالنطاق D ("غير منظم") من أنماط الاهتزازات المتماثلة لـ sp 2 الكربون المرتبط بعيوب وانقطاعات شعرية. يظهر أن الموضع الطيفي النسبي (تحول رامان) وشدة أنواع الكربون هذه مرتبطان بالنضج الحراري ، [14] [15] [16] [17] [18] [19] مع كروجينات ذات نضج حراري أعلى مع وفرة أعلى من الجرافيت / الكربونات العطرية المطلوبة. تم الحصول على نتائج تكميلية ومتسقة باستخدام التحليل الطيفي بالأشعة تحت الحمراء (IR) ، والذي يُظهر أن الكيروجين يحتوي على نسبة أعلى من الكربون العطري وأطوال أقصر من السلاسل الأليفاتية عند النضج الحراري العالي. [20] [21] يمكن تفسير هذه النتائج من خلال الإزالة التفضيلية للكربون الأليفاتي عن طريق تكسير التفاعلات أثناء الانحلال الحراري ، حيث يحدث التكسير عادةً في روابط CC ضعيفة بيتا إلى الحلقات العطرية وينتج عن ذلك استبدال سلسلة أليفاتية طويلة بميثيل مجموعة. في فترات الاستحقاق الأعلى ، عندما تتم إزالة جميع الكربونات الأليفاتية القابلة للتغير بالفعل - بمعنى آخر ، عندما لا يكون للكيروجين إمكانات متبقية لتوليد الزيت - يمكن أن تحدث زيادة أخرى في العطرية من تحويل الروابط الأليفاتية (مثل الحلقات الأليفاتية) إلى روابط عطرية .

يعتبر التحليل الطيفي للأشعة تحت الحمراء حساسًا لروابط الكربون والأكسجين مثل الكينونات والكيتونات والإسترات ، لذلك يمكن أيضًا استخدام هذه التقنية للتحقيق في أنواع الأكسجين. لقد وجد أن محتوى الأكسجين في الكيروجين يتناقص أثناء النضج الحراري (كما لوحظ أيضًا من خلال تحليل العناصر) ، مع تغير قليل نسبيًا يمكن ملاحظته في أنواع الأكسجين. [22] وبالمثل ، يمكن التحقيق في أنواع الكبريت من خلال التحليل الطيفي لامتصاص الأشعة السينية بالقرب من بنية الحافة (XANES) ، والتي تكون حساسة للمجموعات الوظيفية المحتوية على الكبريت مثل الكبريتيدات والثيوفين والسلفوكسيدات. يتناقص محتوى الكبريت في الكيروجين بشكل عام مع النضج الحراري ، وتشتمل أنواع الكبريت على مزيج من الكبريتيدات والثيوفين عند فترات استحقاق حرارية منخفضة ويتم إثرائها أيضًا بالثيوفين عند فترات استحقاق عالية. [23] [24]

بشكل عام ، تحدث التغييرات في تكوين الكيروجين فيما يتعلق بكيمياء الذرات غير المتجانسة في الغالب عند النضج الحراري المنخفض (القار ونوافذ الزيت) ، بينما تحدث التغييرات المتعلقة بكيمياء الكربون في الغالب عند النضج الحراري العالي (نوافذ الزيت والغاز).

تتطور البنية المجهرية للكيروجين أيضًا أثناء النضج الحراري ، كما تم استنتاجه من خلال التصوير بالمجهر الإلكتروني (SEM) الذي يُظهر وجود شبكات مسامية داخلية وفيرة داخل شبكة الكيروجين الناضج حراريًا. [25] أظهر التحليل عن طريق امتصاص الغاز أن مساحة السطح الداخلية المحددة للكيروجين تزداد بترتيب من حيث الحجم (

40 إلى 400 م 2 / جم) أثناء النضج الحراري. [26] [27] فحصت دراسات حيود الأشعة السينية والنيوترونات التباعد بين ذرات الكربون في الكيروجين ، وكشفت أثناء النضج الحراري عن تقصير مسافات الكربون والكربون في الكربون المترابط تساهميًا (يتعلق بالانتقال من الترابط الأليفاتي الأساسي إلى الترابط العطري الأساسي ) ولكن إطالة مسافات الكربون والكربون في الكربون عند فواصل أكبر للسندات (تتعلق بتكوين المسامية المستضافة من الكيروجين). [28] يُعزى هذا التطور إلى تكوين المسام المستضافة من مادة الكيروجين التي تُركت وراءها حيث يتم تكسير أجزاء من جزيء الكيروجين أثناء النضج الحراري.

تؤدي هذه التغييرات في التركيب والبنية المجهرية إلى تغييرات في خصائص الكيروجين. على سبيل المثال ، تزداد كثافة الهيكل العظمي للكيروجين من حوالي 1.1 جم / مل عند النضج الحراري المنخفض إلى 1.7 جم / مل عند النضج الحراري العالي. [29] [30] [31] يتوافق هذا التطور مع التغير في أنواع الكربون من الأليفاتية في الغالب (على غرار الشمع والكثافة & لتر 1 جم / مل) إلى العطرية في الغالب (على غرار الجرافيت والكثافة و 2 جم / مل) مع زيادة النضج الحراري.

استكشفت دراسات إضافية عدم التجانس المكاني للكيروجين في مقاييس الطول الصغيرة. يتم تحديد جزيئات الكيروجين الفردية الناتجة عن المدخلات المختلفة وتعيينها على أنها أنواع مختلفة من المعادن. قد يؤدي هذا الاختلاف في مادة البدء إلى اختلافات في التركيب بين جزيئات الكيروجين المختلفة ، مما يؤدي إلى عدم التجانس المكاني في تكوين الكيروجين على مقياس طول الميكرون. قد ينشأ عدم التجانس بين جزيئات الكيروجين أيضًا من الاختلافات المحلية في تحفيز تفاعلات الانحلال الحراري بسبب طبيعة المعادن المحيطة بالجسيمات المختلفة. القياسات التي تم إجراؤها باستخدام الفحص المجهري للقوة الذرية المقترنة بالتحليل الطيفي للأشعة تحت الحمراء (AFM-IR) والمرتبطة بالتصوير الصخري العضوي قد حللت تطور التركيب الكيميائي والخواص الميكانيكية للكروجين الفردي مع النضج الحراري على مقياس النانو. [32] تشير هذه النتائج إلى أن جميع العناصر المعدنية تنخفض في محتوى الأكسجين وتزيد من العطرية (انخفاض في الأليفال) أثناء النضج الحراري ، لكن بعض أنواع البقعة تخضع لتغيرات كبيرة بينما تخضع أنواع أخرى من البقعة لتغيرات طفيفة نسبيًا. بالإضافة إلى ذلك ، تعد العناصر المعدنية الغنية بالكربون العطري أكثر صلابة ميكانيكيًا من المعادن الغنية بالكربون الأليفاتي ، كما هو متوقع لأن الأشكال العطرية للغاية من الكربون (مثل الجرافيت) أكثر صلابة من الأشكال عالية الأليفات من الكربون (مثل الشمع).

ضعيف يتحلل الكيروجين لتوليد الهيدروكربونات السائلة بشكل أساسي (أي النفط) ، المواد المقاومة للحرارة يتحلل الكيروجين لتوليد الهيدروكربونات الغازية بشكل أساسي ، و خامل لا يولد الكيروجين هيدروكربونات ولكنه يشكل الجرافيت.

في علم الصخور العضوي ، يمكن التعرف على المكونات المختلفة للكيروجين عن طريق الفحص المجهري وتصنف على أنها كبيرة. تم تطوير هذا التصنيف في الأصل للفحم (صخرة رسوبية غنية بالمواد العضوية ذات الأصل الأرضي) ولكنها تطبق الآن على دراسة الرواسب الرسوبية الأخرى الغنية بالكيروجين.

مخطط Van Krevelen هو إحدى طرق تصنيف الكيروجين حسب "الأنواع" ، حيث تشكل الكيروجينات مجموعات متميزة عند مقارنة نسب الهيدروجين إلى الكربون والأكسجين إلى الكربون. [33]

النوع الأول: تحرير الطحالب / السابروبيليك

تتميز الكيروجينات من النوع الأول بنسب أولية عالية من الهيدروجين إلى الكربون (H / C) ونسب منخفضة من الأكسجين إلى الكربون (O / C). هذا الكيروجين غني بالمواد المشتقة من الدهون وهو عادة ، ولكن ليس دائمًا ، من المواد العضوية الطحلبية في بيئات اللاكسترين (المياه العذبة).على أساس الكتلة ، تنتج الصخور المحتوية على الكيروجين من النوع الأول أكبر كمية من الهيدروكربونات عند الانحلال الحراري. ومن ثم ، من وجهة النظر النظرية ، فإن الصخر الزيتي المحتوي على النوع الأول من الكيروجين هو أكثر الرواسب الواعدة من حيث إعادة تدوير الزيت التقليدي. [34]

    : النسبة الذرية للكربون & GT. 1.25: النسبة الذرية للكربون & لتر 0.15
  • مشتقة بشكل أساسي من طحالب البحيرة ، وترسب في رواسب بحيرات ناقصة الأكسجين ونادرًا ما تكون في البيئات البحرية
  • يتألف من الجينيت ، والمواد العضوية غير المتبلورة ، والبكتيريا الزرقاء ، والطحالب الجانبية الطازجة ، وراتنجات نباتية أقل
  • يتكون أساسًا من سلائف البروتين والدهون
  • لديه عدد قليل من الهياكل الدورية أو العطرية
  • يظهر ميلًا كبيرًا لإنتاج الهيدروكربونات السائلة (الزيت) بسهولة تحت التسخين

النوع الثاني: تحرير العوالق

تتميز الكيروجينات من النوع الثاني بنسب H / C أولية وسيطة ونسب O / C أولية وسيطة. يُشتق الكيروجين من النوع الثاني أساسًا من المواد العضوية البحرية ، والتي تترسب في تقليل البيئات الرسوبية. محتوى الكبريت من النوع الثاني من الكيروجين أعلى عمومًا من أنواع الكيروجين الأخرى ، ويوجد الكبريت بكميات كبيرة في البيتومين المصاحب. على الرغم من أن الانحلال الحراري للكيروجين من النوع الثاني ينتج زيتًا أقل من النوع الأول ، إلا أن الكمية الناتجة لا تزال كافية لأن تكون الرواسب الرسوبية الحاملة من النوع الثاني صخور مصدر البترول.

  • الهيدروجين: النسبة الذرية للكربون & لتر 1.25
  • الأكسجين: النسبة الذرية للكربون 0.03 - 0.18
  • مشتقة بشكل رئيسي من العوالق البحرية والطحالب البحرية
  • ينتج خليط الزيت والغاز تحت التسخين

النوع II-S: تحرير كبريت

يشبه النوع الثاني ولكن يحتوي على نسبة عالية من الكبريت.

النوع الثالث: تحرير Humic

تتميز الكيروجينات من النوع الثالث بنسب H / C أولية منخفضة ونسب O / C أولية عالية. مشتق الكيروجينات من النوع الثالث من المواد النباتية الأرضية ، وتحديداً من المركبات الأولية بما في ذلك السليلوز واللجنين (بوليمر غير كربوهيدراتي يتكون من وحدات فينيل بروبان التي تربط سلاسل السليلوز ببعضها البعض) تربين وفينولات. الفحم هو صخر رسوبي غني بالمواد العضوية ويتكون في الغالب من هذا النوع من الكيروجين. على أساس الكتلة ، تولد الكيروجينات من النوع الثالث أقل إنتاجية من أنواع الكيروجين الرئيسية.

  • الهيدروجين: النسبة الذرية للكربون & لتر 1
  • الأكسجين: النسبة الذرية للكربون 0.03 - 0.3
  • يحتوي على نسبة منخفضة من الهيدروجين بسبب وفرة الهياكل الكربونية العطرية
  • مشتق من نباتات أرضية
  • يميل إلى إنتاج الغاز تحت التسخين (أظهرت الأبحاث الحديثة أن الكيروجينات من النوع الثالث يمكنها بالفعل إنتاج الزيت في ظل الظروف القاسية) [35] [بحاجة لمصدر]

النوع الرابع: تحرير خامل / متبق

يشتمل النوع الرابع من الكيروجين على مواد عضوية خاملة في شكل هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات. ليس لديهم القدرة على إنتاج الهيدروكربونات. [36]

يوضح الرسم البياني الموجود على اليمين دورة الكربون العضوي مع تدفق الكيروجين (خطوط صلبة سوداء) وتدفق كربون الغلاف الحيوي (خطوط صلبة خضراء) يوضح كلا من تثبيت ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي2 من خلال الإنتاجية الأولية البرية والبحرية. يشكل التدفق المشترك للكربون المعاد صياغته وكربون الغلاف الحيوي في رواسب المحيطات دفنًا كربونًا عضويًا كليًا يدخل تجمع الكيروجين الداخلي. [37] [38]

تحتوي نيازك الكوندريت الكربونية على مكونات تشبه الكيروجين. [39] يُعتقد أن هذه المواد شكلت الكواكب الأرضية. تم اكتشاف مواد الكيروجين أيضًا في السحب البينجمية والغبار حول النجوم. [40]

ال فضول اكتشفت العربة الجوالة رواسب عضوية مشابهة لمادة الكيروجين في عينات من الحجر الطيني في غيل كريتر على المريخ باستخدام تقنية حفر منقحة. يشير وجود البنزين والبروبان أيضًا إلى احتمال وجود مواد تشبه الكيروجين ، والتي يتم اشتقاق الهيدروكربونات منها. [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] [49]


ربط التركيب الكيميائي للنجم وتكوين الكواكب

طور باحثون من قسم الفيزياء وعلم الفلك في بنسلفانيا طريقة جديدة لفهم العلاقة بين التركيب الكيميائي للنجم وتكوين الكواكب بشكل أفضل. قاد الدراسة الخريج الأخير جاكوب نيبور لأطروحته العليا مع بوفنيش جاين وأشرف عليها إريك باكستر ، باحث ما بعد الدكتوراة السابق في بنسلفانيا. وجد الباحثون أن غالبية النجوم في مجموعة البيانات الخاصة بهم متشابهة في تكوينها مع الشمس ، وهو ما يتعارض إلى حد ما مع العمل السابق ويشير إلى أن العديد من النجوم في مجرة ​​درب التبانة يمكن أن تستضيف كواكبها الشبيهة بالأرض. تم تقديم هذه النتائج في المؤتمر 238 للجمعية الفلكية الأمريكية ونشرت أيضًا في مجلة الفيزياء الفلكية.

تتضمن التقنية الأكثر شيوعًا للعثور على الكواكب الخارجية ، تلك الموجودة خارج النظام الشمسي ، طريقة العبور ، عندما يتحرك كوكب خارج المجموعة الشمسية بين نجمه والمراقب ويسبب انخفاضًا في سطوع النجم. في حين تم اكتشاف معظم الكواكب الخارجية المعروفة باستخدام هذه الطريقة ، فإن هذا النهج محدود لأنه لا يمكن اكتشاف الكواكب الخارجية إلا عندما يكون مدارها والمراقب محاذيًا تمامًا ولها فترات مدارية قصيرة بما يكفي. ثاني أقوى تقنية ، السرعة الشعاعية أو طريقة دوبلر ، لها قيود أخرى في قدرتها على العثور على الكواكب.

هذا يثير السؤال ، إذا كان لا يمكن اكتشاف الكواكب حول نجم ، فهل يمكن الاستدلال على وجودها من خلال دراسة النجم المضيف؟ وجد الباحثون أن الإجابة على هذا السؤال هي نعم مؤهلة ، مع وجود طرق جديدة تساعد علماء الفلك على فهم أفضل لكيفية ارتباط تشكل الكواكب الخارجية بتكوين النجم الذي يدور حوله.

يقول نيبور: "الفكرة هي أن الكواكب والنجوم تولد من نفس السحابة المولودة ، لذا يمكنك تخيل سيناريو حيث يقفل كوكب صخري على مادة كافية لترك السطح النجمي المتأخر مستنفدًا في تلك العناصر". "الهدف هو الإجابة عما إذا كانت النجوم المضيفة للكواكب تبدو مختلفة عن النجوم التي ليس لها كواكب ، وإحدى طرق القيام بذلك هي البحث عن بصمات تشكل الكواكب في تكوين السطح النجمي. لحسن الحظ ، يمكن الاستدلال على تكوين النجم ، على الأقل طبقاته الخارجية ، من طيفه ، وتوزيع شدة الضوء على ترددات مختلفة. "

للقيام بذلك ، استخدم الباحثون بيانات من تجربة تطور المجرة بمرصد نقطة أباتشي (APOGEE-2) ، مع التركيز على 1500 نجم مجرة ​​درب التبانة مع بيانات التركيب الكيميائي لخمسة عناصر مختلفة. تمثلت مساهمة نيبور الجديدة في تطبيق إحصائيات بايز لقياس وفرة خمسة عناصر مكونة للصخور ، أو "مقاومة للصهر" ، ومجموعات منفصلة من النجوم بشكل موضوعي بناءً على تركيباتها الكيميائية.

تسمح طريقة نيبور للباحثين بالنظر إلى النجوم ذات النسب المنخفضة للإشارة إلى الضوضاء ، أو حيث يمكن أن تكون خلفية القياس أكبر من إشارة النجم نفسه. يقول نيبور: "هذا الإطار ، بدلاً من التركيز على أساس نجمة تلو نجمة ، يجمع بين القياسات عبر جميع السكان ، مما يسمح لنا بتوصيف التوزيع العالمي للوفرة الكيميائية". "ولهذا السبب ، يمكننا تضمين مجموعات أكبر بكثير من النجوم مقارنة بالدراسات السابقة."

وجد الباحثون أن مجموعة البيانات الخاصة بهم فصلت النجوم بدقة إلى مجموعتين. تفتقد النجوم المستنفدة ، التي تشكل غالبية العينة ، إلى عناصر مقاومة للحرارة مقارنةً بالمجموعة غير المستنفدة. قد يشير هذا إلى أن المادة المقاومة للحرارة المفقودة في السكان المستنفدين محبوسة في الكواكب الصخرية. تتوافق هذه النتائج مع دراسات أخرى أصغر ومستهدفة للنجوم والتي تستخدم قياسات أكثر دقة للتركيب الكيميائي. ومع ذلك ، يختلف تفسير هذه النتائج عن الدراسات السابقة في أن الشمس تبدو وكأنها تنتمي إلى مجموعة سكانية تشكل غالبية العينة.

يقول جاين: "كانت الدراسات السابقة تتمحور حول الشمس ، لذا فإن النجوم إما شبيهة بالشمس أم لا ، لكن جيك طور منهجية لتجميع النجوم المتشابهة دون الرجوع إلى الشمس". "هذه هي المرة الأولى التي وجدت فيها طريقة" السماح للبيانات تتحدث "مجموعتين من السكان ، ويمكننا بعد ذلك وضع الشمس في إحدى هذه المجموعات ، والتي تبين أنها المجموعة المستنفدة".

توفر هذه الدراسة أيضًا وسيلة واعدة لتحديد النجوم الفردية التي قد يكون لديها احتمالية أكبر لاستضافة كواكبها الخاصة ، كما يقول نيبور. "الهدف طويل المدى هو تحديد مجموعات كبيرة من الكواكب الخارجية ، وأي أسلوب يمكن أن يضع قيدًا احتماليًا على ما إذا كان من المحتمل أن يكون النجم مضيفًا لكوكبًا دون الحاجة إلى الاعتماد على طريقة العبور المعتادة يعد أمرًا ذا قيمة كبيرة" ، كما يقول. .

وإذا كان استنفاد نجوم مجرة ​​درب التبانة هو المعيار ، فقد يعني ذلك أن غالبية هذه النجوم يمكن أن تدور حول كواكب شبيهة بالأرض ، مما يفتح إمكانية أن النجوم التي "تفتقد" العناصر الأثقل تجعلها ببساطة محبوسة في الكواكب الخارجية الصخرية التي تدور حولها ، على الرغم من استكشاف روابط أخرى محتملة للكواكب الخارجية. يقول جاين: "سيكون هذا مثيرًا إذا تم تأكيده من خلال التحليلات المستقبلية لمجموعات البيانات الأكبر".

القائمة الكاملة للمؤلفين المشاركين في مقالة مجلة الفيزياء الفلكية يشمل جاكوب نيبور وإريك جيه باكستر وبوفنيش جاين من جامعة بن جينيفر إل فان ساديرز من جامعة هاواي راشيل ل. بيتون من جامعة برينستون وجونا ك. تيسكي من معهد الأرض والكواكب في معهد كارنيجي بواشنطن.

كان إريك باكستر سابقًا باحثًا في مرحلة ما بعد الدكتوراه في قسم الفيزياء والفلك في ال كلية الآداب والعلوم في ال جامعة بنسلفانيا. وهو الآن أستاذ في جامعة هاواي.

بوفنيش جاين هو أستاذ Walter H. و Leonore C. Annenberg في العلوم الطبيعية في قسم الفيزياء والفلك في بنس كلية الآداب والعلوم.

جاكوب نيبور هو حديث التخرج من كلية الفنون والعلوم بجامعة بنسلفانيا وسيلتحق بكلية الدراسات العليا بجامعة برينستون هذا الخريف. كان الحاصل على أ جائزة برنامج Penn Undergraduate Research Mentoring Program من مركز الزمالة البحثية الجامعية, وحصلت أطروحته على جائزة Penn's 2021 Rose لأبحاث البكالوريوس.

تم دعم هذا البحث من قبل وكالة ناسا وجامعة بنسلفانيا من خلال مركز البحوث والزمالات الجامعية.


كيف يمكن أن يكون المريخ دافئًا ورطبًا ولكن خالٍ من الحجر الجيري

ظل علماء الكواكب في حيرة من أمرهم لسنوات بشأن وجود تناقض واضح على سطح المريخ. تشير أدلة وفيرة إلى مناخ مبكر دافئ ورطب على الكوكب الأحمر ، ولكن لا توجد علامة على انتشار صخور الكربونات ، مثل الحجر الجيري ، التي كان من المفترض أن تكون قد تشكلت في مثل هذا المناخ.

الآن ، يقدم تحليل مفصل في عدد 21 كانون الأول (ديسمبر) من مجلة Science بواسطة Maria T. Zuber من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا وإيتاي هاليفي ودانييل ب. بالإضافة إلى ارتفاع درجة حرارة المريخ بسبب تأثير الاحتباس الحراري الناجم عن ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي ، كما هو الحال على الأرض ، ربما كان المريخ في وقت مبكر يحتوي على غاز الدفيئة ثاني أكسيد الكبريت في غلافه الجوي. كان من الممكن أن يتدخل ذلك في تكوين الكربونات ، موضحًا عدم وجودها اليوم.

كما أنه يفسر اكتشاف المركبتين التوأمين على المريخ ، سبيريت وأوبورتونيتي ، للمعادن الغنية بالكبريت التي تشكلت على ما يبدو في المسطحات المائية في تلك البيئة المريخية المبكرة. وقد يوفر أدلة حول تاريخ الأرض أيضًا.

كان التحدي يتمثل في تفسير تاريخ الكوكب ، استنادًا إلى البيانات التي جمعتها مركبات المريخ الجوالة - وخاصة اكتشاف أوبورتونيتي لمعادن الكبريتات - من أجزاء صغيرة جدًا من السطح ، كما يقول زوبر ، رئيس قسم الأرض في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، الغلاف الجوي. وعلوم الكواكب و EA جريسوولد أستاذ الجيوفيزياء. "كيف تأخذ قياسات مفصلة للغاية للتركيب الكيميائي في مكان واحد صغير على المريخ ،" كما تقول ، "وتضعها في سياق التطور الواسع للكوكب؟" وقالت إن الاختراق كان عندما أدركت هي وزملاؤها "أننا كنا نلاحق الجزيء الخطأ".

وقالت إنه بعد عدة سنوات من استكشاف دور ثاني أكسيد الكربون ودورة الكربون ، أدركوا "ربما يكون المفتاح هو ثاني أكسيد الكبريت ، وليس ثاني أكسيد الكربون."

كان اكتشاف أوبورتيونيتي للجاروزيت المعدني ، الذي يتشكل فقط في المياه شديدة الحموضة ، هو الذي جعلهم يفكرون في كيفية نشوء تلك البيئة الحمضية. قدم الكبريت الجواب.

يشير التحليل الجديد إلى أن الكبريت مر على كوكب المريخ بدورة كاملة عبر الغلاف الجوي ، وأجسام مائية على السطح ، ودفن في التربة والقشرة ، على غرار دورة الكربون المعروفة على الأرض. خلال معظم تاريخ الأرض ، تم إطلاق ثاني أكسيد الكربون في الانفجارات البركانية ، ثم تمتصه مياه البحر ، حيث يعزز تكوين كربونات الكالسيوم (الحجر الجيري) ، والتي يتم دفنها في رواسب المحيطات.

بدلاً من ذلك ، يقترح الباحثون أنه ربما كانت هناك دورة كبريت مماثلة على المريخ. تشير الكثير من الأدلة إلى أن المريخ ربما كان له محيط يغطي حوالي ثلث الكوكب ، في نصف الكرة الشمالي. ثاني أكسيد الكبريت (SO2) يذوب بسهولة في الماء ، لذلك بعد أن تقذفه البراكين العملاقة لانتفاخ ثارسيس المريخ في الغلاف الجوي ، سينتهي الأمر بمعظمه في الماء ، حيث منع تكوين معادن الكربونات ولكنه أدى إلى تكوين السيليكات و الكبريتيت ، مثل كبريتيت الكالسيوم.

تتحلل هذه المعادن بسرعة نسبيًا ، لذلك لا يُتوقع ظهورها على سطح المريخ اليوم. لكنها تسمح أيضًا بتكوين الطين ، الذي تم العثور عليه على سطح المريخ ، والذي أضاف إلى اللغز لأن الطين يرتبط عادةً بنفس الظروف التي تنتج الكربونات.

تساعد الصورة الجديدة لدورة الكبريت في حل لغز آخر ، وهو كيف يمكن أن يكون المريخ المبكر دافئًا بدرجة كافية للحفاظ على الماء السائل على سطحه. ينتج الغلاف الجوي لثاني أكسيد الكربون بعض الاحتباس الحراري ، لكن ثاني أكسيد الكبريت هو غاز دفيئة أكثر قوة. فقط 10 أجزاء في المليون من ثاني أكسيد الكبريت في الهواء الذي يتكون في الغالب من ثاني أكسيد الكربون من شأنه أن يضاعف كمية الاحترار ويسهل على الماء السائل أن يكون مستقرًا.

قد يخبرنا التحليل أيضًا بشيء عن ماضي كوكبنا. كان من الممكن أن تكون بيئة الأرض المبكرة مماثلة لتلك الموجودة على المريخ ، ولكن تم محو معظم آثار تلك الحقبة بسبب مناخ الأرض الديناميكي والتكتوني. يقول زوبر: "ربما كانت هذه مرحلة مرت بها الأرض" في سنواتها الأولى. "من الرائع التفكير فيما إذا كانت هذه العملية قد لعبت دورًا" في تطور الأرض المبكرة.

تم تمويل العمل من قبل وكالة ناسا ، وزمالة رادكليف ، وصندوق جورج ميرك ، وزمالة الدراسات العليا بجامعة هارفارد.

مصدر القصة:

المواد المقدمة من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. ملاحظة: يمكن تعديل المحتوى حسب النمط والطول.


من أجل ربط ملاحظات الأشعة تحت الحمراء للغبار المتكون أثناء تشكل الكوكب في أقراص الحطام ببيانات التحليل الطيفي للأشعة تحت الحمراء لمواد كوكبية من أجسام أرضية وكويكبية متباينة ، حصلنا على أطياف امتصاص لمجموعة تمثيلية من مواد القشرة الأرضية والعباءة ، وأطياف امتصاصية من المريخ النموذجي. النيازك.

سلسلة من أطياف قرص الحطام تتميز بميزة قوية في النطاق 9.0-9.5 ميكرومتر (HD23514 و HD15407a و HD172555 و HD165014) ، يمكن مقارنتها بالمواد التي خضعت لصدمات أو تصادم أو أحداث درجات حرارة عالية. هذه مواد غير متبلورة مثل tektites و SiO2-الزجاج ، سبج ، و shergottites شديدة الصدمة وكذلك شوائب من mesosiderites (المجموعة A).

مجموعة ثانية (BD + 20307 ، Beta Pictoris ، HD145263 ، ID8 ، HD113766 ، HD69830 ، P1121 ، و Eta Corvi) تحتوي على نطاقات قوية من البيروكسين والزبرجد الزيتوني في نطاق 9-12 ميكرون وتشبه إلى حد بعيد الصخور فائقة الماف (مثل harzburgite ، dunite ) (المجموعة ب).

قد يشير هذا إلى حدوث مواد متمايزة مماثلة لتلك الموجودة في نظامنا الشمسي في هذه الأنظمة الأخرى.

ومع ذلك ، يجب أن يؤخذ خلط المواد المقذوفة والهدف ، وكذلك مواد القشرة والوشاح في الاعتبار في الأحداث واسعة النطاق مثل الاصطدامات العملاقة والاصطدام أو حتى التأثيرات الكوكبية واسعة النطاق. قد يفسر هذا الغبار الذي يهيمن عليه الزبرجد الزيتوني للمجموعة ب.


هل يمكن أن تكون كواكب العقيق صالحة للسكنى؟

كشف البحث عن كوكب خارج المجموعة الشمسية عن بعض الأشياء المثيرة للاهتمام حول كوننا. بالإضافة إلى العديد من الكواكب الغازية العملاقة و & # 8220Super-Jupiters & # 8221 التي تم اكتشافها بواسطة مهمة مثل Kepler ، كان هناك أيضًا العديد من الكواكب الخارجية المرشحة التي يمكن مقارنتها في الحجم والهيكل بالأرض. ولكن في حين أن هذه الأجسام قد تكون أرضية (أي تتكون من معادن ومواد صخرية) ، فإن هذا لا يعني أنها & # 8220 مثل الأرض & # 8221.

على سبيل المثال ، ما نوع المعادن التي تدخل في كوكب صخري؟ وماذا يمكن أن تعنيه هذه التكوينات الخاصة للنشاط الجيولوجي للكوكب ، وهو أمر جوهري لتطور الكواكب؟ وفقًا لدراسة جديدة أجراها فريق من علماء الفلك والجيوفيزياء ، فإن تكوين كوكب خارج المجموعة الشمسية يعتمد على التركيب الكيميائي لنجمه & # 8211 الذي يمكن أن يكون له آثار خطيرة على قابليته للحياة.

تم تقديم نتائج هذه الدراسة في الاجتماع 229 للجمعية الفلكية الأمريكية (AAS) ، الذي سيعقد في الفترة من 3 يناير إلى 7 يناير. أثناء عرض بعد الظهر & # 8211 بعنوان & # 8220 بين صخرة ومكان صعب: هل يمكن أن تكون كواكب العقيق صالحة للسكنى؟ & # 8221 & # 8211 جوانا تيسكي (عالمة فلك من معهد كارنيجي للعلوم) أوضحت كيف يمكن أن تنتج أنواع مختلفة من النجوم أنواع مختلفة من الكواكب.

تجربة تطور المجرة بمرصد نقطة أباتشي (APOGEE) ، والتي تجمع معلومات طيفية عن النجوم البعيدة. الائتمان: astronomy.as.virginia.edu

باستخدام تجربة تطور المجرة لمرصد Apache Point (APOGEE) ، والتي تعد جزءًا من تلسكوب Sloan Digital Sky Survey (SDSS) في مرصد Apache Point ، قاموا بفحص المعلومات الطيفية التي تم الحصول عليها من 90 نظامًا نجميًا & # 8211 والتي تمت ملاحظتها أيضًا بواسطة مهمة كبلر . هذه الأنظمة ذات أهمية خاصة لصائدي الكواكب الخارجية لأنها ثبت أنها تحتوي على كواكب صخرية.

كما أوضح Teske أثناء العرض التقديمي ، يمكن أن تساعد هذه المعلومات العلماء على وضع المزيد من القيود على ما يتطلبه الكوكب ليكون صالحًا للسكن. "[O] تجمع دراستك بين الملاحظات الجديدة للنجوم ونماذج جديدة من التصميمات الداخلية للكواكب ، & # 8221 قالت. & # 8220 نريد أن نفهم بشكل أفضل تنوع تكوين الكواكب الخارجية الصخرية الصغيرة وهيكلها - ما مدى احتمالية وجود تكتونيات الصفائح أو المجالات المغناطيسية؟ "

أظهر التركيز على نظامين نجميين على وجه الخصوص & # 8211 Kepler 102 و Kepler 407 & # 8211 Teske كيف أن تكوين كوكب له علاقة كبيرة بتكوين نجمه. في حين أن كبلر 102 لديه خمسة كواكب معروفة ، يمتلك كبلر 407 كوكبين مختلفين & # 8211 أحدهما غازي والآخر أرضي. وعلى الرغم من أن كبلر 102 يشبه إلى حد بعيد شمسنا (أقل سطوعًا قليلاً) ، فإن كبلر 407 قريب من نفس الكتلة (لكن يحتوي على الكثير من السيليكون).

من أجل فهم العواقب التي يمكن أن تحدثها هذه الاختلافات على تكوين الكواكب ، تحول فريق SDSS إلى فريق من الجيوفيزيائيين.بقيادة كايمان أونتربورن من جامعة ولاية أريزونا ، قام هذا الفريق بتشغيل نماذج حاسوبية لمعرفة أنواع الكواكب التي سيكون لكل نظام. كما أوضح Unterborn:

"أخذنا التراكيب النجمية التي وجدها APOGEE وصممنا كيف تتكثف العناصر في الكواكب في نماذجنا. وجدنا أن كوكب كبلر 407 ، والذي أطلقنا عليه اسم "جانيت" ، من المحتمل أن يكون غنيًا بالعقيق المعدني. من المحتمل أن يكون الكوكب المحيط بكبلر 102 ، والذي أطلقنا عليه اسم "الزيتون" ، غنيًا بالزيتون ، مثل الأرض ".

تقديم فنان للتركيبات الداخلية للكواكب حول النجوم Kepler 102 و Kepler 407. Credit: Robin Dienel / Carnegie DTM

سيكون لهذا الاختلاف تأثير كبير على حركة الكواكب التكتونية. على سبيل المثال ، يعتبر العقيق أكثر صلابة من الزبرجد الزيتوني ، مما يعني أن & # 8220Janet & # 8221 ستختبر أقل في طريق الصفائح التكتونية طويلة المدى. وهذا بدوره يعني أن العمليات التي يُعتقد أنها ضرورية للحياة على الأرض & # 8211 مثل النشاط البركاني ، وإعادة تدوير الغلاف الجوي ، وتبادل المعادن بين القشرة والعباءة & # 8211 ستكون أقل شيوعًا.

يثير هذا أسئلة إضافية حول قابلية السكن للكواكب & # 8220Earth-like & # 8221 في أنظمة النجوم الأخرى. بالإضافة إلى كونها صخرية ولها مجالات مغناطيسية قوية وأجواء قابلة للحياة ، يبدو أن الكواكب الخارجية تحتاج أيضًا إلى المزيج الصحيح من المعادن من أجل دعم الحياة وحياة # 8211 كما نعرفها ، على أي حال. ما هو أكثر من ذلك ، أن هذا النوع من البحث يساعدنا أيضًا على فهم كيفية ظهور الحياة على الأرض في المقام الأول.

بالنظر إلى المستقبل ، يأمل فريق البحث في توسيع دراستهم لتشمل جميع النجوم البالغ عددها 200000 التي شملها مسح APOGEE لمعرفة أيها يمكن أن تستضيف كواكب أرضية. سيسمح هذا لعلماء الفلك بتحديد التركيب المعدني لمزيد من العوالم الصخرية ، وبالتالي مساعدتهم على تحديد الكواكب الخارجية الصخرية & # 8220 مثل الأرض & # 8221 ، والتي هي فقط & # 8220Earth الحجم & # 8221.


هذا المعدن يمكن أن يفتح المزيد من أسرار القمر والمريخ

كوكب المريخ ، كما تراه فسيفساء من صور ناسا فايكنغ أوربيتر.

من اين اتينا؟ لماذا يوجد البشر؟ إنها إجابة ليست مناسبة فقط لتخصصات الفلسفة ، ولكن للباحثين العلميين.

نحن نعيش على كوكب يسمى الأرض. الأرض كوكب صخري. لحسن الحظ ، هناك عوالم صخرية أخرى قريبة منا يمكنها إخبارنا بالمزيد عن تاريخ كوكبنا. الأكثر شعبية بين العلماء القمر والمريخ. أحد الأسباب هو أن هذين العالمين يحتويان على الكثير من المياه ، مما يجعلهما مشهورين للاستكشاف في المستقبل. سبب آخر هو أن الكواكب تحتوي على العديد من المعادن المشابهة لما نجده على الأرض ، مثل الزبرجد الزيتوني.

المركبات الفضائية على القمر والمريخ بارعة في اكتشاف الزبرجد الزيتوني من المدار ، لكن العلماء يريدون فعل أكثر من مجرد القول بوجود المعدن هناك. يعتبر التركيب الكيميائي للزبرجد الزيتوني مهمًا لمعرفة كيفية تشكل الصخور على السطح ، ولا سيما عند فحص نسب المغنيسيوم والحديد داخل الزبرجد الزيتوني.

صرح المؤلف الرئيسي لورقة بحثية جديدة ، كريستوفر كريمر ، وهو مرشح لنيل درجة الدكتوراه في جامعة براون: "يخبرنا التركيب شيئًا عن البيئة التي تكونت فيها المعادن ، وخاصة درجة الحرارة". المغنيسيوم ، بينما تنتج درجات الحرارة المنخفضة المزيد من الحديد. يمكن أن تخبرنا القدرة على استنباط هذه التركيبات شيئًا ما عن كيفية تطور الأجزاء الداخلية لهذه الأجسام الكوكبية منذ تكوينها ".

غالبًا ما يستخدم العلماء طريقة تسمى التحليل الطيفي لاكتشاف المعادن المختلفة على سطح صخري. ذلك لأن عناصر أو مركبات معينة معروفة بعكسها أو امتصاصها لأطوال موجية مختلفة من الضوء. يركز الباحثون الآن على مجموعة من الأطوال الموجية التي نادرًا ما تستخدمها المركبات الفضائية ، وتتراوح بين أربعة وثمانية ميكرون. تشير الدراسات المعملية إلى أن هذه الأطوال الموجية يمكن أن تتنبأ بكمية المغنيسيوم أو الحديد في عينة الزبرجد الزيتوني بدقة تصل إلى 10 بالمائة.


1 المقدمة

يُعتقد أن Gale Crater قد تشكل بالقرب من حدود Noachian-Hesperian بعمر حوالي 3.7 جير ، وعلى الرغم من أن العمر الدقيق لرواسب Gale غير مؤكد ، فإن تعداد الحفرة يشير إلى عصر قديم [طومسون وآخرون. ، 2011]. يدعم تأريخ K-Ar بواسطة العربة الجوالة Curiosity هذا العصر القديم من خلال تأريخ مزيج من المكونات البترولية والتأليفية كما هو موجود في عينة مثقاب Cumberland إلى عمر 4.13 ± 0.42 Ga [فارلي وآخرون., 2014 ].

في منطقة خليج يلونايف في غيل كريتر ، كان مختبر علوم المريخ (MSL) روفر فضول حدد وحلل ، لأول مرة على سطح المريخ ، مجموعة من أحجار الطين. تسجل الأحجار الطينية تاريخًا من الترسب داخل بيئة فلوفيو لاكوسترين متبوعة بدرجة حرارة منخفضة ، في التكوّن في الموقع [Grotzinger et al., 2014 ماكلينان وآخرون., 2014 Vaniman et al. ، 2014]. يوفر التكوين والمعلومات المعدنية المحفوظة في رواسب Gale Crater فرصة فريدة لتحديد طبيعة التغيير. على وجه الخصوص ، نهدف إلى تقييد التفاعلات المعدنية ، ونسب الماء / الصخور ، ودرجة الحموضة ، وظروف الأكسدة المرتبطة بالتجمعات الحاملة للطين والمغنتيت التي تم تحديدها بواسطة heMin XRD في حجر طين الأغنام [Vaniman et al. ، 2014]. نبني نموذجنا على الملاحظات الرسوبية والمعدنية للأحجار الطينية والتربة التي لاحظها المسبار كيوريوسيتي. توجد أحجار الطين في منطقة خليج يلونايف في غيل كريتر ، على بعد حوالي 450 مترًا من نقطة إنزال برادبري. تمت دراسة طبقات الأرض في المنطقة على نطاق واسع من المدار وصور المركبة الجوالة. نقدم ملخصًا موجزًا ​​من أسفل إلى أعلى التسلسل هنا ، ولكن لمزيد من التفاصيل ، انظر Grotzinger et al. [2014] والمراجع فيه.

1.1 نظرة عامة على طبقات الأرض

ينقسم تكوين خليج يلونايف بسمك 4.5 متر إلى أعضاء مختلفة مع أدنى واحد ، وهو الأغنام ، وهو عبارة عن حجر طيني بسمك لا يقل عن 1.5 متر ، ولكن اتصاله السفلي غير مرئي ، حيث يكون اتصاله العلوي مع عضو Gillespie العلوي حادًا. عضو الأغنام هو حجر طيني للتركيب الكيميائي البازلتي العام مع

35٪ مادة غير متبلورة للأشعة السينية [Grotzinger et al. ، 2014]. يعتبر المغنتيت المرصود من أصل أصلي [Grotzinger et al. ، 2014]. تحتوي الوحدة على عقيدات وفيرة ، وعقيدات مجوفة ، وفراغات ، وحواف مرتفعة ، وشقوق مملوءة بالكبريتات (الشكل 1) ، وكلها مرتبطة بالمراحل المتأخرة من النشوء [Grotzinger et al., 2014 ماكلينان وآخرون. ، 2014]. أظهرت تحليلات الكيمياء والكاميرا (ChemCam) أيضًا أن النتوءات المرتفعة تحتوي على تركيبة غنية بالمغنيزيوم (1.2-1.7 مرة) بالنسبة للحجر الطيني المحيط [ليفيل وآخرون. 2014]. الملاحظات التركيبية الرئيسية هي أن النتوءات المرتفعة تسبق تاريخ الطبقات الرسوبية وعروق الكبريتات بعد تاريخ التلال المرتفعة. تم إنشاء تركيبة Ca-sulfate النقية بشكل ملحوظ للأوردة المتأخرة في البداية بواسطة ChemCam (مطياف الانهيار المستحث بالليزر) وتم تأكيده بواسطة مطياف Alpha Proton X-ray Spectrometer (APXS) [ماكلينان وآخرون. ، 2014]. كلتا العينات المحفورة - المسماة John Klein و Cumberland - موجودة ضمن عضو Sheepbed [Vaniman et al., 2014 ].

يحتوي حجر طين الأغنام على اتصال حاد مع التتابع المغطى بسمك 3 أمتار لأعضاء Gillespie و Glenelg ، والتي تحتوي على رواسب نهرية [على سبيل المثال ، Grotzinger et al. ، 2014] ، مع وفرة أقل من عروق الكبريتات من Sheepbed. يشكل خليج يلونايف أساس تكتلات Hottah Facies الموجودة عبر مروحة بيس فاليس الغرينية [وليامز وآخرون. ، 2013]. الرواسب العليا والأصغر في المنطقة عبارة عن تربة غير متماسكة ومليئة بالرياح ، تم فحصها باستخدام أدوات العربة الجوالة في موقع Rocknest [بيش وآخرون., 2013 موريس وآخرون., 2014 ].

1.2 نتائج تدريبات جون كلاين وكمبرلاند وآثارها على الظروف البيئية

تم حفر عينتين من الحجر الطيني ، في مواقع تسمى John_Klein و Cumberland ، بين الأيام الشمسية المريخية (المريخ) 180 و 292 من المهمة والسماح بتحليل المواد الموجودة أسفل الطبقة العليا من الغبار المؤكسد المحمر. تم تحليل العينات في أداة CheMin عن طريق حيود الأشعة السينية [Vaniman et al. ، 2014] (الجدول 1) ومن خلال الانحلال الحراري باستخدام تحليل العينة في كروماتوجراف غاز المريخ (SAM) - مطياف الكتلة [مينغ وآخرون. ، 2014] من أجل الحصول على الهويات المعدنية وتركيبات الغازات المتصاعدة. كشف كلا تحليلي CheMin عن مادة صابونيت في حجر طين الأغنام ، وأرصاد جيوكيميائية [ماكلينان وآخرون. ، 2014] تشير فقط إلى تغيير كيميائي طفيف في منطقة مصدر الرواسب قبل الترسيب. اقترحت الملاحظات المعدنية والرسوبية أن خليج يلونايف كان بيئة صالحة للسكن ، مع درجة حموضة محايدة إلى قلوية ودرجات حرارة منخفضة نسبيًا للتطور [Grotzinger et al. ، 2014]. علاوة على ذلك، ماكلينان وآخرون. [2014] اقترح على أساس الرسوم البيانية المميزة للعناصر الرئيسية والفهرس الكيميائي لمعايير التغيير من نسبيت [2003] أن تكوين خليج يلونايف لديه القليل جدًا من الأدلة على التنقل الكيميائي المرتبط بالتغيير. وخلصوا إلى أن هذا يشير إلى مناخ جاف ، وربما بارد ، مع تآكل وترسيب سريع ونسبة منخفضة من الماء / الصخور أثناء التكوّن.

المعدنية التربة Portage جون كلاين كمبرلاند
بلاجيوجلاز 40.8 44.8 41
الحديد فورستريت 22.4 5.7 1.9
أوجيت 14.6 7.6 9
بيجونايت 13.8 11.3 16
أورثوبيوكسين 6.1 9
المغنتيت 2.1 7.6 9
الأنهيدريت 1.5 5.3
بسانيت 2.1 1.2
كوارتز 1.4 0.9* 0.2*
ساندين 1.3* 2.4 3.5
الهيماتيت 1.1* 1.2* 1.3
إلمنيت 0.9* 1.2*
أكاجانيت 2.3 3
الهاليت 0.3* 0.3*
البيريت 0.6*
بيرهوتيت 2.0 1.9
عديم الشكل 27 28 31
طين 22 18
  • أ معلومات من بيش وآخرون. [2013] و Vaniman et al. [2014]. تعني العلامات النجمية عند حدود الكشف أو بالقرب منها. لاحظ أن المكونات البلورية (ناقص الطين وغير المتبلور) يتم تطبيعها إلى 100٪.

1.3 تحليل التربة الصخرية والصخور APXS

تم إجراء تحليلات CheMin و APXS لتربة Portage بين اليوم المريخي 55 و 102 في محلية Rocknest. يوفر هذا التحكم المعدني على صخور الريف في منطقة Gale Crater [بيش وآخرون. ، 2013 والمراجع فيه]. اثنان من المراحل الرئيسية التي حددها CheMin كانت أوليفين فورستريت ومكون غير متبلور مع بلاجيوجلاز ، أوجيت ، حمامة ، ومعادن ثانوية ولكن بدون طين [بيش وآخرون. ، 2013] (انظر الجدول 1). يتم تفسير المكون غير المتبلور على أنه مشابه لمكون غير متبلور موجود في تربة هاواي البازلتية [بيش وآخرون., 2013 ].

كيميائيًا ، أثبتت تحليلات APXS لصخور Gale Crater الأخرى وجود مجموعة من التراكيب. وتشمل هذه الرواسب البازلتية الغنية بالحديد كما هو موضح في التحليلات في الموقع في خليج يلونايف وتحليل التربة Portage [شميت وآخرون., 2014 ماكلينان وآخرون. ، 2014]. وقد شوهدت مجموعة كبيرة من التركيبات القلوية في عينات أخرى ، بما في ذلك التركيبة البازلتية القلوية الغنية بالـ K التي أظهرتها عينة Jake_Matijevic [ستولبر وآخرون., 2013 شميت وآخرون. ، 2014]. عينات الصخور التي تم العثور عليها في موقع Rocknest (sols 55-102) و Bathurst_Inlet (sol 54) هي رواسب بازلتية محتملة ذات محتويات قلوية متوسطة بين تلك الموجودة في تربة Jake_Matijevic و Portage أو أحجار طين الأغنام [شميت وآخرون., 2014 ].

باستخدام القيود الرسوبية جنبًا إلى جنب مع تحليلات العناصر الرئيسية ChemCam و APXS للتركيبات البازلتية والقلوية التمثيلية لصخور وتربة Gale Crater ، ونتائج CheMin و SAM خلال أول 300 يوم مريخي ، قمنا بإنشاء نموذج كيميائي حراري متوازن للتفاعلات المعدنية الجوفية في رواسب خليج يلونايف في غيل كريتر. يتصور هذا النموذج تفاعل المياه المسامية (Gale Portage Water (GPW) ، انظر الطرق) مع الرواسب المرفقة. في نموذجنا ، ندرس في المقام الأول إنتاج الطين من خلال التغيير غير المتجانس لصخر مضيف من نوع Rocknest ، حيث يكون الزبرجد الزيتوني والمواد غير المتبلورة هي مراحل التغيير السائدة ، لأن كلاهما متفاعل نسبيًا مقارنة بالمراحل الأخرى. نحن نعتبر أيضًا أعضاء نهاية موسيقى الروك المضيفين الآخرين (انظر الطرق). هناك دليل واضح من البيئات التماثلية الأرضية مثل البازلت الأيسلندي المتغير والتوف على أن الزبرجد الزيتوني والمواد الزجاجية هي أكثر المراحل تفاعلًا [على سبيل المثال ، بيشوب وآخرون. ، 2002]. نحن نستخدم النموذج الكيميائي الحراري لتوفير طريقة لفهم المعادن الثانوية لـ Gale Crater التي تكون مكملة للملاحظات الميدانية التي قام بها فضول فريق. بدءًا من الصخور والتربة غير المتغيرة الموجودة في المنطقة ، نهدف إلى حساب مزيج واقعي من إذابة المعادن داخل تلك الصخور والتربة التي تفاعلت لتشكيل التجمع الثانوي الحامل للطين أثناء التكوّن. سيساعد هذا أيضًا في تحديد ما إذا كانت بعض المراحل متقطعة أو ذاتية أو مزيجًا من كليهما.


نجم يلتهم الكوكب يكشف عن حطام محتمل من الحجر الجيري: الحياة البحرية الأحفورية؟

في انطباع هذا الفنان ، جسم صخري مجزأ غني بكربونات الكالسيوم (CaCO3) يفقد طبقاته الخارجية ليتراكم بواسطة النجم القزم الأبيض SDSS J1043 + 0855 الذي يدور حوله. اعتمادات الصورة: CfA / Mark A. Garlick. اكتشفت مجموعة من الباحثين باستخدام مرصد دبليو إم كيك جسمًا شبيهًا بالكوكب ربما يكون مغطى بالحجر الجيري ويلتهم طبقاته السطحية من قبل نجمه المضيف المتوفى. بالإضافة إلى توسيع طريقة جديدة نسبيًا لتحديد التركيب الكيميائي للكواكب لفحص هيكلها الداخلي ، وجد الفريق أن المادة الصخرية التي يتراكمها النجم يمكن أن تتكون من معادن ترتبط عادةً بعمليات الحياة البحرية هنا على الأرض. أعلن الفريق و [مدش] المؤلف من كارل ميليس من جامعة كاليفورنيا ، سان دييغو ، وباتريك دوفور من جامعة مونتريال و [مدش] عن النتائج التي توصلوا إليها في الاجتماع 228 للجمعية الفلكية الأمريكية هذا الأسبوع.

بناء على الملاحظات السابقة للقزم الأبيض المسمى SDSS J1043 + 0855 (النواة الميتة لنجم كانت في الأصل أكبر ببضع مرات من كتلة الشمس) ، والذي عُرف عنه أنه يلتهم المواد الصخرية في مداره منذ ما يقرب من عقد من الزمان ، استخدم الفريق مرصد Keck & # 8217s HIRES المثبت على تلسكوب Keck I الذي يبلغ طوله 10 أمتار بالإضافة إلى بيانات من تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية لقياس وتمييز المواد التي يتراكمها النجم.

ما وجدوه هو أن القزم الأبيض يبدو أنه يتراكم الطبقات الخارجية لجسم صخري متمايز خارج المجموعة الشمسية (أي سطح جسم ضخم يشبه الكوكب) من نظامه الكوكبي الموجود.

& # 8220 الملاحظات الطيفية للقزم الأبيض سمحت لنا بقياس وفرة المادة الصخرية حيث يتم تراكمها وتصفيتها من خلال الغلاف الجوي للنجم & # 8217s في الوقت الفعلي ، & # 8221 قال ميليس. & # 8220 يمكننا أن نرى المواد المستخدمة في تكوين هذا الكوكب تتراكم وتتجدد على نطاق زمني يومي. ما نراه هو ما صنعت منه الصخرة. & # 8221

قد تكون هذه أفضل أداة فردية يمتلكها علماء الفلك لتحديد التركيب الكيميائي للكواكب ، وفقًا للوكا ريزي ، عالم الفلك الداعم في مرصد كيك.

& # 8220 & # 8217 عرفنا لبعض الوقت أن فحص البقايا المتراكمة للكواكب الصخرية في الغلاف الجوي لنجمها القزم الأبيض المضيف يمكن أن يعطي معلومات التركيب الكيميائي السائبة ، والآن يبدو أنه يمكننا حتى التركيز على طبقات معينة من الجسم المتراكم في بعض الحالات العرضية ، & # 8221 قال ميليس.

كان تحديد التركيب الكيميائي أو التركيب الكيميائي للكواكب خارج النظام الشمسي حتى الآن بعيد المنال في أحسن الأحوال. & # 8220It & # 8217s مشكلة كبيرة في علم الكواكب الخارجية في الوقت الحالي ، & # 8221 ميليس. & # 8220 يمكن أن تخبرك طرق تحديد الكواكب الخارجية الرئيسية & # 8217t بما يتكون منه الكوكب أو ما هو هيكله & # 8217. & # 8221

في حين أن الاكتشاف سيوفر زاوية جديدة للعلماء لدراسة التركيب الكيميائي وهيكل الكواكب الصخرية ، فإن احتمال أن تكون الحياة قد ساهمت في علم المعادن المستنتج أثار اهتمام الفريق بالتأكيد. انطباع الفنان & # 8217s لجسم ضخم يشبه الكوكب يلتهمه القزم الأبيض SDSS J1043 + 0855. تُظهر بيانات مرصد كيك وتلسكوب هابل الفضائي (كما هو موضح في الشكل الداخلي) الكالسيوم والكربون ، ويمكن تفسير وجودهما بنموذج يشير إلى أن سطح الكوكب قد يكون مغطى بالحجر الجيري (كربونات الكالسيوم). تمت إزالة هذه المادة من سطح الجسم الصخري الضخم ، ربما من خلال تصادمات واسعة النطاق ، تم تقطيعها لاحقًا إلى قرص من المواد ، وتراكمت بواسطة النجم القزم الأبيض (جسم حلقية شوهد في سماء الكوكب رقم 8217). رصيد الصورة: A. Hara / C. ميليس / دبليو. مرصد M. Keck. تظهر نتائج الباحثين & # 8217 أن SDSS J1043 + 0855 يزيد سطح الجسم الذي يحتوي على تحسينات كبيرة من الكربون. هذه الميزة و [مدش] مقترنة بتحسينات خفيفة من الكالسيوم والأكسجين و [مدش] تشير إلى إمكانية أن تكون المادة على شكل كربونات الكالسيوم (CaCO)3) ، وهو معدن يرتبط غالبًا بالكائنات البحرية المقذوفة هنا على الأرض. تعتبر كربونات الكالسيوم جذابة كمكون معدني لهذا الجسم الشبيه بالكوكب حيث أن دمج الكربون وحبسه في الأجسام الصخرية (خاصة أسطحها) أمر صعب. يقال إن الكواكب الأرضية في نظامنا الشمسي تعيش في صحراء & # 8220 كاربون & # 8221 نظرًا لاستنفادها بشدة في هذا العنصر ، ويمكن أن يحتوي سطح الكوكب الذي يتراكم بواسطة هذا النجم القزم الأبيض على ما يصل إلى مئات المرات من الكربون أكثر من على سطح الأرض.

& # 8220 هذه الطريقة تتيح لنا حقًا الحصول على لمحة عما يمكن أن يقف عليه الأجانب ، & # 8221 قال ميليس. & # 8220 في هذه الحالة بالذات ، يعد وجود مثل هذه المستويات العالية من الكربون أمرًا فريدًا ويحتاج حقًا إلى شرح. إن اختيارنا لكربونات الكالسيوم كحامل محتمل للكربون يوفر طريقة طبيعية لحبسه في الكوكب وتسليمه في النهاية إلى النجم القزم الأبيض ، وهو ما يتوافق تمامًا مع الملاحظات الموجودة في متناول اليد ، وهو بالطبع موحي. هذا هو النص الفرعي المخفي حقًا. عندما يفكر الناس في العثور على حياة خارج كوكب الأرض ، فإنهم يفكرون في التمثيل الدرامي في هوليوود. لكن الدليل الأول على وجود الحياة خارج نظامنا الشمسي ربما يأتي في شكل أكثر دقة. على الأرجح ، سيأتي & # 8217 كتوقيع دقيق قد لا يمكن التعرف عليه على الفور. & # 8221

يمكن أن تنتج العمليات غير البيولوجية كربونات الكالسيوم أيضًا ، لذا فإن وجودها ليس بالضرورة مسدس دخان ، حتى لو تم تأكيده. & # 8220 هناك الكثير من الأطواق للقفز من خلالها قبل أن نتمكن من التوصل إلى استنتاج مفاده أن الحياة كانت متورطة فيما نراقبه ، & # 8221 قال دوفور.

على وجه التحديد ، جاء الوجود المستنتج من كربونات الكالسيوم من فحص البقايا الذرية لحدث تراكم الكوكب في الغلاف الجوي للنجم القزم الأبيض و [مدش] بعد أن استهلك القزم الأبيض الغبار المفترض من سطح الكوكب & # 8217s المهدم. ستكون الخطوة التالية هي النظر إلى الغبار في حالة معدنية قبل أن يسقط في النجم ، لتأكيد تكوينه وقياس تركيزه.

& # 8220 الملاحظات المستقبلية باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي التابع لناسا ويمكن أن تؤكد كربونات الكالسيوم إذا كانت موجودة.إذا تمكنا من الوصول إلى هذه النقطة ، فعليك أن تسأل: هل هناك ما يكفي لإنتاجها باستخدام عمليات طبيعية؟ & # 8221 ميليس قال.

بينما لا يزال وجود كربونات الكالسيوم موضع تساؤل ، تظهر الورقة دليلًا قويًا على أن المادة المتراكمة تأتي بشكل شبه مؤكد من الطبقات الخارجية لجسم يشبه الكواكب وأن النجوم القزمة البيضاء تبشر بالإبلاغ عن بنية الكواكب. خارج النظام الشمسي.


شاهد الفيديو: رقص الكائن الفضائي الأخضر على أغنية العب يلا ههههههههه (شهر اكتوبر 2021).