Stephanie C. Werner Physics of Geological Processes, University of Oslo, Norway. Jubileumsseminar - 40 år etter Apollo-17

Transkript

1 Utvikling av månen og de jordlignende planetene Stephanie C. Werner Physics of Geological Processes, University of Oslo, Norway

2 Om mløp psbaner og rotasjo on

3 Egenskapene for vårt solsystem Masse fordeling: Sol: % Planeter: % Måner: % Små planeter: < % Dreieimpuls (bane og spinn): Sol: 0.5 % (bare spinn) Jupiter: 61% Andre: 38.5 % Ingen vekselvirkning masse er konsentrert i solen dreieimpuls er fordelt på alle planetene men mest på Jupiter systemets dreieimpuls ble overført fra solen til planetene i den tidligste fasen (under kollaps, masse og dreieimpuls var konsentrert i solen).

4 Solsystemets opprinnelse Ingen generell akseptert t modell, men: Solsystemet er rundt Ga gammelt CV3 karbonholdige kondritter Kollaps av interstellar støv og gass sky Hvor ble månene dannet? Bouvier & Wadhwa (2010) Oppdagelse av protoplanetariske skiver og ekstrasolare planeter

5 Modeller for planetdannelse (1) Planetare tåker kollapset under sitt eget gravitasjonsfelt og unge stjerner ble dannet. På grunn av impulsbevaring ble det dannet protoplanetariske skiver av støv og gass rundt de unge stjernene. Eksempler på nye stjerner og deres protoplanetariske skiver i Orion tåken. CR C.R. O'Dell ODell and S.K. Wong, Rice University and NASA

6 Planetenes opprinnelse og utvikling 1. Skive opprinnelse 4. Jordlignende planetdannelse 2. Støv sedimentasjon 5. Gass planetdannelse 3. Planetesimaler ble dannet 6. Dissipasjon av gassskive

7 Modeller for planetdannelse (2a) Planeter ble dannet i gass kollaps under gravitasjon i roterende skiver og dannet selvgraviterende klumper som vokser k til planeter. l t

8 Modeller for planetdannelse (2b) Planeter vokser fra støvkorn til klumper opp til 200 meter i diameter, som igjen kolliderte og blir til større legemer (planetesimaler) på rundt 10 kilometer i størrelse og vokser videre under kollisjoner til planetembryoer og protoplaneter. MEN: vanskelig å modellere vekst fra støvkorn til protoplanet Kokubo & Ida (1998)

9 Asteroidebeltet

10 De jordnære asteroidene

11 Opprinnelse av månen

12 Nytt perspektivet på Jorden

13 Kratere i alle størrelser Mare Nectaris Teleskopisk bilde

14 Kratere i alle størrelser

15 Kraterfordeling på Månen Kratere større enn 20 kilometer i diameter

16 Kraterhyppighet: Vår planetariske klokke

17 Neukum et al. 1975

18 Måne Landinger

19 Kraterkronologi modell raterhyppighet Kr Tid

20 Kratere på Mars

21 Kraterfordeling på Mars Kratere mellom 5 og 250 kilometer i diameter

22 Venus

23 Kraterfordeling på Venus Kratere større enn 20 kilometer i diameter

24 Merkur

25 Kraterfordeling på Merkur Kratere større enn 5 kilometer i diameter

26 Kraterkronologi modell raterhyppighet Kr Tid

27 M Mare S Serenitatis it ti

28

29 Kraterkronologi modell raterhyppighet Kr Tid

30 Månens Kraterkronologi Modell Flux ~ Ga 0 Ga Tid monotonisk tilbakegang maksimum rundt 3.9 Ga

31 Ekstrasolare planeter Status Des 2011 Nature News

32 Planetenes opprinnelse og utvikling 1. Skive opprinnelse 4. Jordlignende planetdannelse 2. Støv sedimentasjon 5. Gass planetdannelse 3. Planetesimaler ble dannet 6. Dissipasjon av gassskive

33 derfor må vi tilbake til månen!