Pochodzenie księżyca

Księżyc Ziemi

Powstawanie tego ziemskiego księżyca zostało omówione przez wieki. Od połowy 1980 roku zwyciężył pogląd, że Księżyc powstał po ekscentrycznej zderzeniu z proto-Ziemi z grubsza wielkości Marsa ciała o nazwie Theia . Zgodnie z tą teorią zderzeń duża część odłamanej materii z obu ciał weszła na orbitę okołoziemską i skoncentrowała się tam na Księżycu.

Mówi się też o „początku układu ziemia-księżyc ”, ponieważ w całym Układzie Słonecznym nie ma innego satelity (z wyjątkiem Plutona i Charona ), który miałby podobną wielkość w porównaniu z orbitującą planetą czy planetą karłowatą . Zgodnie z jego masą ma również szczególnie duży orbitalny moment pędu . Rozwój Plutona i Charona miał miejsce w bardzo chłodnym regionie Pasa Kuipera , ale coraz częściej podejrzewa się, że przyczyną ich układu jest podobna poważna kolizja.

Powstawanie Układu Słonecznego

Tworzenie układu słonecznego zaczął 4.568 miliarda lat temu z grawitacyjnego upadku z mgławicy słonecznej , z której słońce pojawiły się jako ogromny centrum. Z materii (gazu i pyłu) pozostającej w dysku protoplanetarnym powstały małe planetozymale , az nich, poprzez pośrednie stadium protoplanet, powstały planety. Pod koniec formowania się planet większość pozostałych planetozymali albo rozbiła się na planetach, albo została przez nie wyrzucona do zewnętrznego Układu Słonecznego ( pas Kuipera i obłok Oorta ) lub nawet poza Układ Słoneczny.

Zobacz także: Pochodzenie Ziemi

Teorie pochodzenia księżyca

O ile wiadomo, pierwsze rozważania na temat pochodzenia księżyca, które można uznać za prekursora teorii przechwytywania , pochodzą od René Descartesa . Zostały opublikowane dopiero w 1664 roku, jakiś czas po śmierci Kartezjusza.

Od XIX wieku powstało kilka teorii na temat pochodzenia układu Ziemia-Księżyc. Są to zasadniczo:

  • Teorii rozdzielania: A „drop” ściśnięte z gorącego (lepkich) cieczy i szybko obracający proto ziemi i tworzą późniejsze księżyca.
  • Teoria przechwytywania: Ziemia i Księżyc tworzą niezależnie w różnych rejonach Układu Słonecznego; w bliskim spotkaniu Ziemia złapała księżyc grawitacją.
  • Teoria siostrzanych planet : Ziemia i Księżyc powstały jednocześnie i blisko siebie.
  • Teorii Öpik: Prekursorem księżyca pojawiły się z substancji, która odparowuje z gorącego proto-ziemi.
  • Teoria wielu księżyców: kilka księżyców zostało schwytanych w tym samym czasie i po pewnym czasie zderzyło się. Z fragmentów powstał dzisiejszy księżyc.
  • Teorii kolizji: Proto ziem kolizji względnie delikatnie dużego zbiornika i księżyca utworzonej z kilku wyrzucać.
  • Teoria Synestia: proto-Ziemi został prawie całkowicie odparowuje przez gwałtownej kolizji; księżyc skondensowany w zewnętrznej części chmury zwanej Synestią.

Dobry model musi być nie tylko fizycznie możliwy, ale także zgodny z właściwościami księżyca i całego układu ziemia-księżyc, a jeśli to możliwe, nawet je wyjaśniać:

  • Gęstość księżyca wynosi 3,3 g / cm, co znacznie niższa od ziemi z 5,5 g / cm.
  • Księżyc w porównaniu z ziemią ma niewielki deficyt pierwiastków lotnych i składających się z nich substancji, m.in. B. Magnez , a także żelazo.
  • Skład izotopowy pierwiastków w płaszczu ziemskim i na powierzchni Księżyca jest prawie identyczny w porównaniu z rozkładem stosunków w pozostałej części Układu Słonecznego.
  • Moment pędu układu Ziemia-Księżyc jest niezwykle wysoka.

Teoria secesji

Teoria secesji została opracowana przez George'a Howarda Darwina , syna Karola Darwina , w 1878 roku. Zgodnie z tym, ziemia obracała się tak silnie we wczesnej fazie, że część jej została oderwana z powodu niestabilności i uformował się księżyc. W 1882 r. geolog Osmond Fisher (1817–1914) uważał, że blizną tego oddzielenia, widoczną do dziś, był Ocean Spokojny, a geolog Otto Ampferer jako przyczynę wskazał także oderwanie się Księżyca od ziemi w 1925 r. nierównomiernego rozmieszczenia litosfery .

Takie oderwanie się od skrajnego zgrubienia równikowego dość dobrze wyjaśnia wielkość księżyca. Zgodna z tym jest również jego niższa średnia gęstość, ponieważ odpowiada ona gęstości płaszcza ziemskiego. Ze względu na tarcie pływowe Ziemia musiała obracać się szybciej w przeszłości, ale nie ma sensownego wyjaśnienia wysokich prędkości obrotowych (długość dnia około 2,5 h), które byłyby konieczne dla obecnego całkowitego momentu pędu Ziemi. -system księżycowy. Pomysł, że Pacyfik jest blizną po tym oddzieleniu, został również obalony przez tektonikę płyt . Płaszczyzna orbity Księżyca jest również zbyt nachylona do równikowej płaszczyzny Ziemi.

Uchwyć teorię

Teoria pułapkowania została zaproponowana przez Thomasa Jeffersona Jacksona See w 1909 roku . Mówi, że księżyc uformował się jako niezależny planetozymal w innym miejscu Układu Słonecznego i został schwytany podczas bliskiego spotkania z Ziemią.

Teoria pułapek może bardzo elegancko wyjaśnić wysoki moment pędu układu i różnicę gęstości między Ziemią a Księżycem. Wymaga jednak bardzo specjalnej ścieżki pułapki, co oznacza wielki zbieg okoliczności. Ponadto księżyc musiałby przetrwać krótkie wejście na granicę Roche , czego jeszcze nie można wyjaśnić. Teoria ta nie wyjaśnia też, dlaczego Księżyc ma deficyt w porównaniu z Ziemią zarówno pod względem pierwiastków lotnych, jak i żelaza. Biorąc pod uwagę podobieństwo składu izotopowego, teoria całkowicie zawodzi.

Teoria planet siostrzanych planet

Immanuel Kant już hipotezę w swoim Kosmogonii z 1755 roku, Walne Natural History i Theory of Heaven , pierwszej próby naukowego wyjaśnienia pochodzenia ciał niebieskich, że Ziemia i Księżyc tworzą się podwójną planetę ze wspólnym kompresji pierwotnej mgławicy Postulował . Główna masa lokalnego ucisku skoncentrowała się na ziemi, a pozostały pył przykrył księżyc. Teoria siostrzanych planet została opracowana ilościowo w 1944 roku przez Carla Friedricha von Weizsäckera , zasadnicze prace wstępne nad stabilnością przeprowadził Édouard Albert Roche .

Jeśli Ziemia i Księżyc rozwijają się blisko siebie, jest całkowicie niezrozumiałe, dlaczego gęstość lub proporcja pierwiastków lotnych i żelaza w Ziemi i Księżycu tak bardzo się różni. Nie ma wiarygodnego wytłumaczenia dużego udziału orbitalnego momentu pędu Księżyca w porównaniu z momentem pędu samej Ziemi. Pięciostopniowe nachylenie płaszczyzny orbity Księżyca w stosunku do płaszczyzny orbity Ziemi jest niezrozumiałe.

Teoria pika

W 1955 roku Ernst Öpik zaproponował teorię, którą można podzielić na teorię oddzielenia i siostrzaną planetę. Protoziemia, otoczona systemem pierścieni uwięzionych rumowisk skalnych, w trakcie swojego rozwoju pod wpływem trwałych uderzeń nagrzewała się do ok. 2000°C i ponownie wyparowywała duże ilości materii. Podczas gdy wiatr słoneczny zdmuchnął lżejsze pierwiastki, cięższe pierwiastki skondensowały się i wraz z częściami układu pierścieni utworzyły protoksiężyc. Ogrzanie to miało miejsce dopiero w późnej fazie formowania się ziemi, tak że udział żelaza w warstwach płaszcza protoziemia został już znacznie zmniejszony z powodu już uformowanego rdzenia ziemi.

Ta teoria jest bardzo zgodna z obserwowanymi właściwościami geochemicznymi Księżyca, ale problemy pędu teorii siostrzanej planety pozostają niezmienione.

Teoria wielu księżyców

Teoria ta , znana w świecie anglojęzycznym jako teoria wielu księżyców , zyskała krótką popularność po tym, jak została zaproponowana przez Thomasa Golda w 1962 roku i sformalizowana w następnych latach przez Gordona JF MacDonalda . Podstawowa idea jest taka, że ​​Ziemi łatwiej jest uchwycić kilka małych ciał niebieskich niż jedno duże. Jeśli sześć do dziesięciu małych księżyców zostanie przechwyconych przez Ziemię i okrąży ją, orbity tych księżyców migrują na zewnątrz z powodu pływów. W ciągu miliarda lat małe księżyce zderzają się, a fragmenty tworzą księżyc Ziemi.

Teorię tę obaliły próbki skał pobrane z misji Apollo (skład izotopowy). Nie jest również prawdopodobne, dlaczego zjednoczenie wielu księżyców w jeden, niezwykle duży, miałoby nastąpić tylko na Ziemi, podczas gdy Mars wciąż ma dwa oddzielne mniejsze księżyce, a planety wewnętrzne w ogóle nie mają księżyców. Długi okres czasu, jaki musiałby zostać wyznaczony na proces zjednoczenia oparty na sile pływowej, sugeruje, że planety wewnętrzne wciąż krążą wokół obfitości małych księżyców, które (jeszcze) nie zostały zjednoczone.

Teoria kolizji

Ilustracja formowania się księżyca poprzez zderzenie ziemi z Theia jako L 4 - trojany w ich względnym ruchu. Podczas swojej bardziej eliptycznej orbity Słońca, Theia oddalała się czasami dalej od Słońca, a czasami bliżej Słońca, a zatem czasami wolniej, a czasami szybciej niż Ziemia, co prowadziło do ciągłego zbliżania się.

Teoria zderzeń została opracowana przez Williama K. Hartmanna i Donalda R. Davisa w 1975 roku. Zgodnie z tą teorią, we wczesnej fazie rozwoju planety, protoplaneta wielkości mniej więcej Marsa , czasami nazywana Theia od matki greckiej bogini księżyca Selene, zderzyła się z proto-ziemią ( Gaia, po greckiej bogini Gai ). , który w tamtym czasie stanowił już około 90% tego, czym jest dzisiaj miał masę. Zderzenie nie miało miejsca czołowego, lecz ocierania się, tak że duże ilości materii, składającej się z części płaszcza ciała uderzeniowego i płaszcza ziemskiego, zostały wyrzucone na orbitę ziemską, podczas gdy żelazne jądra zjednoczyły się. Na orbicie proto-księżyc uformował się niemal natychmiast (tj. w czasie krótszym niż 100 lat), który szybko zebrał wszystkie pozostałe szczątki i musiał skondensować się na Księżycu o masie w przybliżeniu dzisiejszej po prawie 10 000 lat. W tym czasie okrążył szybko obracającą się Ziemię - również z powodu zderzenia - w odległości zaledwie około 60 000 km (patrz granica Roche i podwójna planeta ), co musiało prowadzić do ekstremalnych sił pływowych . Silne tarcie pływowe doprowadziło początkowo do bardzo szybkiego spowolnienia obrotu Ziemi z przeniesieniem momentu pędu na Księżyc, którego promień orbity gwałtownie wzrósł w rezultacie. Ta interakcja ze spowolnieniem obrotu Ziemi i wzrostem promienia orbity Księżyca trwa, mocno osłabiona, do dziś. Zsynchronizowane siebie obrót księżyca, co oznacza, że tylko jedna strona księżyca widać z ziemi jest również spowodowane tarciem oddechowej.

W 2005 roku matematyk Edward Belbruno opublikował wraz z astrofizykiem Johnem Richardem Gottem III obliczenia, które zakładają powstanie Theia w punktach Lagrange'a L4 lub L5. Zgodnie z tymi obliczeniami pozycja w punkcie Lagrange'a stała się niestabilna, gdy znajdujące się tam ciało przekroczyło masę około 1/10 Ziemi z powodu akrecji . Po stosunkowo niewielkich zakłóceniach orbity spowodowanych przez planetozymale , które w tamtych czasach były częste , Theia znalazła ścieżkę, która spowodowała zderzenie ciała z Ziemią. Zgodnie z tą teorią prędkość podejścia w momencie zderzenia wynosiła około 14 000 km/h.

Historia teorii zderzeń

Pierwsza sugestia, aby zobaczyć pochodzenie księżyca w kosmicznej katastrofie, została znaleziona w publikacji Reginalda Aldwortha Daly'ego z 1946 r. w Proceedings of the American Philosophical Society; przeszło to niezauważone , częściowo z powodu teorii Immanuela Velikovsky'ego , które wkrótce potem rozpowszechniły się .

W latach 60. rosyjski astrofizyk Wiktor Safronow rozwinął teorię, że planety powstały z aglomeracji dużej liczby mniejszych planetozymali . Hartmann i Davis podjęli tę hipotezę i byli w stanie udoskonalić czysto analityczną pracę Safronowa poprzez symulacje komputerowe. Zbadali rozkład wielkości powstałych „aglomeracji” i uzyskali rozkład wielkości porównywalny z dzisiejszym pasem asteroid : Oprócz dużego ciała (porównywalnego do Ceres o średnicy około 1000 km), kilka ciał utworzonych z około 1/ 10 jego masy (porównywalne do Pallas , Vesta i Hygeia o średnicy od 400 do 600 km). Podstawową ideą teorii zderzeń jest to, że jedno z tych ciał zderzyło się niemal ocierając się o protoziemię dopiero w końcowej fazie formowania się planety, przy czym część całkowitej masy została wyrzucona na orbitę i uformowała księżyc. Hartmann i Davis opublikowali tę teorię w 1975 roku. Niezależnie od tego, Alastair GW Cameron i William Ward doszli do tego samego wniosku w 1976 roku, rozważając moment pędu.

W 1983 roku AC Thompson i David J. Stevenson opublikowali badanie powstawania mniejszych ciał z materiału kolizyjnego na orbicie, ale niewielu poważnie rozważało teorię zderzeń. Przełom nastąpił w 1984 roku w Kailua-Kona , Hawaje , na międzynarodowej konferencji na temat początków księżyca. Dyskusja na temat pierwszych badań skał księżycowych sprowadzonych na Ziemię przez misje Apollo doprowadziła większość naukowców do przekonania, że ​​teoria zderzeń opisuje fakty znacznie lepiej niż jakiekolwiek inne teorie dotyczące powstawania księżyca. W szczególności wykazano, że skład izotopowy pierwiastków skały księżycowej jest zasadniczo taki sam jak skał na Ziemi. Na przykład stosunki izotopowe tlenu w ziemskich skałach, próbkach Apollo i meteorytach księżycowych znajdują się na wspólnej linii frakcjonowania , co pokazuje, że tlen – jako najczęstszy pierwiastek w układzie ziemia-księżyc – musi pochodzić ze wspólnego, mieszanego zbiornika. W przeciwieństwie do tego, stosunki izotopowe tlenu w innych meteorytach leżą na różnych liniach frakcjonowania w zależności od ich pochodzenia.

W latach 90. nastąpiła porażka dla teorii, kiedy pierwsze obliczenia symulacyjne wymagały uderzenia ciała o masie trzykrotnie większej od masy Marsa, aby wprowadzić wystarczającą ilość materiału na orbitę. Uderzenie to, w momencie, gdy Proto-Ziemia osiągnęła mniej więcej połowę swojego obecnego rozmiaru, przeniosłoby jednak zbyt duży moment pędu; dlatego pod koniec fazy akrecji Ziemi konieczny byłby kolejny poważny wpływ . Jednak w 2001 roku Robin M. Canup i Erik Asphaug byli w stanie wykorzystać ulepszone modele, aby pokazać, że pojedyncze uderzenie pod koniec fazy akrecji wystarcza do wyjaśnienia zarówno masy i geochemii Księżyca, jak i momentu pędu Ziemi. -system księżycowy. Zgodnie z tymi symulacjami najlepsze wyniki uzyskuje się dla ciała uderzeniowego, które jest nieco większe od Marsa i zderza się z prędkością względną poniżej czterech kilometrów na sekundę (14400 km/h) przy kącie zderzenia około 45°.

Porównując stosunek niob/tantal skał księżycowych (17:1) i skorupy ziemskiej (14:1) ze stosunkiem niob/tantal meteorytów marsjańskich i z pasa asteroid (20:1), można było wykazać, że Księżyc jest maksymalnie 65% składa się z materiału korpusu uderzeniowego. Brak Księżyca i Ziemi w porównaniu z meteorytami z niobu tłumaczy się tym, że część z nich poluzowała się przed uderzeniem w żelazny rdzeń ziemi, który dopiero co powstał, ale nie powstał. wyrzucone podczas kolizji. Wraz z datowaniem powstania jądra Ziemi, wpływ ten można datować na 4,533 miliarda lat temu - zaledwie 30 milionów lat po jego utworzeniu.

Wiek księżyca została ustalona w listopadzie 2005 roku w badaniu skalnego analityczne naukowcy z ETH Zurich i uniwersytetach w Kolonii, Münster i Oksford radiometryczne randki stosując wolfram -182 (który jest wykonany z hafnu -182 przez beta - rozpad z okres półtrwania 9 milionów lat temu) wynosi 4,527 miliarda lat (± 0,01).

Większość naukowców zgadza się, że teoria zderzeń bardzo dobrze zgadza się z obserwacjami, nawet jeśli nadal wymagana jest duża ilość szczegółowej pracy. W szczególności w obliczeniach symulacyjnych nadal stosuje się bardzo silne uproszczenia i nadal nie ma spójnych modeli matematycznych dotyczących powstawania i struktury dysku orbitalnego po uderzeniu. Pomimo niepewności co do dokładnego przebiegu zderzenia i niskiego prawdopodobieństwa takiego zderzenia z ciałem o dokładnie odpowiednich rozmiarach, w dokładnie odpowiednim czasie przy dokładnie właściwych parametrach uderzenia, w przeciwieństwie do innych proponowanych hipotez, istnieją co najmniej żadnych większych sprzeczności z obserwacjami. Chociaż model pojedynczego uderzenia może bardzo dobrze wyjaśnić powstanie Księżyca, nie można wykluczyć dalszych wczesnych zderzeń dużych ciał z kosmosu, zarówno z Księżycem, jak iz Ziemią. Ostatecznego wyjaśnienia tych starych procesów oczekuje się w przyszłości od geologii Księżyca , która np. poprzez odwierty na Księżycu i badania jego wewnętrznego składu może dostarczyć danych empirycznych pozwalających na wyciągnięcie wniosków na temat jego prawdziwej historii.

Odkrycie z 2013 roku opublikowane w Nature Geoscience wykazało, że skały księżycowe, uważane za oryginalną skorupę księżycową, mają zaskakująco wysoką zawartość wody. To wywołało nowe pytania dotyczące powstawania księżyca, ponieważ odkrycie to jest trudne do pogodzenia z ugruntowaną teorią zderzeń.

Pierwotnie dwa księżyce

Inna teoria mówi, że Ziemia oprócz księżyca powinna mieć mniejszy drugi księżyc o średnicy około 1200 km. Mówi się, że zderzyło się to z większą po kilku milionach lat, co może wyjaśniać inaczej wyglądające połówki księżyca.

Hipoteza synestii

Synestia to stan skalistej planety po bardzo wysokoenergetycznym, ekscentrycznym zderzeniu: odparowana skała rozszerza się do wielokrotności pierwotnego promienia; część wewnętrzna obraca się szybko i równomiernie, część zewnętrzna tworzy gruby, gęsty optycznie dysk o nieco suborbitalnych prędkościach, ponieważ tam również ciśnienie gazu nie jest pomijalne. Wspólna symulacja dynamiki i równowagi fazowej, po której nastąpiła geochemia i frakcjonowanie izotopów, wykazały: Zewnętrzne chłodzenie prowadzi do transportu promieniowego w celu zmieszania dwóch materiałów wyjściowych, w dysku tworzą się księżyce, podczas gdy nadal panuje ciśnienie pary kilku megapaskali, co jest wyjaśnieniem umiarkowanego zubożenia lotnych pierwiastków; ponadto zakres parametrów zderzeń dla wiarygodnego wyniku nie jest tak wąski, jak w przypadku hipotezy Thei.

streszczenie

Głównym celem naukowym misji Apollo – w ramach wyścigu na Księżyc  – było znalezienie wskazówek na temat jego powstawania na Księżycu na podstawie jego składu. Poszukiwano wyraźnych dowodów geochemicznych dla jednej z trzech wielkich teorii ( teoria podziału, teoria przechwytywania, teoria siostrzanych planet), ale oceny tylko podniosły nowe sprzeczności dla wszystkich trzech. Zamiast tego opracowano dalsze pomysły na podstawie ocalonych skał księżycowych, które w zasadzie składają się z części teorii chwytania i rozszczepiania. Pomogłyby w tym próbki skał z innych miejsc lądowania, w tym z drugiej strony Księżyca.

literatura

Indywidualne dowody

  1. ↑ Potwierdzone: Księżyc powstał w wyniku kolizji.
  2. ↑ George Howard Darwin: O precesji lepkiej sferoidy. W: Natura. Tom 18, 1878, s. 580-582, doi : 10.1038 / 018580a0 .
  3. ↑ George Howard Darwin: O precesji lepkiej sferoidy i o odległej historii Ziemi. W: Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Tom 170, 1879, s. 447-538, doi : 10.1098/rstl.1879.0073 .
  4. ^ Geolog Osmond Fisher: O fizycznej przyczynie basenów oceanicznych. W: Natura. Tom 25, 1882, s. 243-244, doi : 10.1038 / 025243a0 .
  5. ↑ Otto Ampferer: O przesunięciach kontynentów. W: Nauki przyrodnicze. Tom 13, nr 31, 1925, S. 669-675 ( digizeitschriften.de ), s. 672.
  6. ↑ Thomas Jefferson Jackson Zobacz: Powstanie księżycowego systemu ziemskiego przez przechwytywanie, z dalszymi rozważaniami na temat teorii satelitów i fizycznej przyczyny, która determinowała kierunki obrotu planet wokół ich osi. W: Wiadomości astronomiczne. Tom 181, nr 23, 365-386, 1909, s. 365-386, doi : 10.1002 / asna.19091812302 .
  7. ↑ Carl Friedrich von Weizsäcker: O pochodzeniu układu planetarnego. W: Journal of Astrophysics. Tom 22, 1944, s. 319-355.
  8. ^ Édouard Roche: Essai sur la constitution et l'origine du systeme solaire. W: Académie des sciences et lettres de Montpellier. Mémoires de la Section des Sciences. Tom 8, 1783, s. 235-324 (on-line).
  9. ^ Ernst Öpik: Pochodzenie Księżyca. W: Irish Astronomical Journal. Tom 3, Numer 8, 1955, s. 245-248, (online).
  10. ^ Gordon JF MacDonald: Pochodzenie Księżyca: Rozważania dynamiczne. W: Annals of the New York Academy of Sciences. Tom 118, 1965, s. 742-782, doi : 10.1111 / j.1749-6632.1965.tb40150.x .
  11. ↑ William K. Hartmann, Donald R. Davis: planetozymale wielkości satelity i pochodzenie księżycowe. W: Ikar. Tom 24, nr 4, 1975, s. 504-515, doi : 10.1016 / 0019-1035 (75) 90070-6 .
  12. ^ E. Belbruno, J. Richard Gott III: Skąd pochodzi księżyc? W: Czasopismo Astronomiczne . taśma 129 , nr. 3 , 2005, s. 1724-1745 , doi : 10.1086 / 427539 , arxiv : astro-ph / 0405372 , bibcode : 2005AJ .... 129.1724B .
  13. ^ Reginald Aldworth Daly: Pochodzenie Księżyca i jego topografia. W: Proceedings of the American Philosophical Society. Tom 90, Numer 2, 1946, s. 104-119, JSTOR.
  14. ↑ Victor S. Safronov: Rozmiary największych ciał spadających na planety podczas ich formowania. W: Astronomia radziecka . Tom 9, 1966, s. 987-991, (online).
  15. ↑ Alastair GW Cameron, William Ward: Pochodzenie Księżyca. W: Streszczenia z konferencji nauk księżycowych i planetarnych. Tom 7, 1976, s. 120-122, (online).
  16. ^ AC Thompson, David J. Stevenson: Dwufazowe niestabilności grawitacyjne w cienkich dyskach z zastosowaniem do powstania Księżyca. W: Streszczenia z konferencji nauk księżycowych i planetarnych. Tom 14, 1983, s. 787-788.
  17. ↑ Robin M. Canup, Erik Asphaug: Powstanie Księżyca w gigantycznym uderzeniu pod koniec formowania się Ziemi. W: Natura. Tom 412, 2001, s. 708-712, doi : 10.1038 / 35089010 , patrz także
    Robin M. Canup: Symulacje późnego zderzenia z formowaniem się księżyca. Icarus, Vol. 168, 2004, s. 433-456, online (PDF; 2,1 MB).
  18. ↑ Carsten Münker, Jörg A. Pfänder, Stefan Weyer, Anette Büchl, Thorsten Kleine, Klaus Mezger: Ewolucja rdzeni planetarnych i układu Ziemia-Księżyc z Nb/Ta Systematics , w Science , 4 lipca 2003, t. 301, wydanie 5629 , Strony 84-87, DOI: 10.1126 / science.1084662
  19. ↑ Thorsten Kleine, Herbert Palme, Klaus Mezger, Alex N. Halliday: Hf-W Chronometria metali księżycowych oraz wiek i wczesne zróżnicowanie Księżyca. W: Nauka. Tom 310, numer 5754, 2005, s. 1671–1674, doi : 10.1126 / science.1118842 .
  20. ↑ Woda na Księżycu: była tam przez cały czas. Pod adresem : ScienceDaily.com. 18 lutego 2013, dostęp 26 października 2017.
  21. ↑ Martin Jutzi, Erik Asphaug: Formowanie księżycowych wyżyn odległych poprzez akrecję księżyca towarzyszącego . W: Przyroda . Nie. 476 , sierpień 2011, s. 69-72 , doi : 10.1038 / natura10289 .
  22. ↑ Jan Oliver Löfken: Nowe dowody: drugi księżyc krążył kiedyś wokół Ziemi. weltderphysik.de, 3 sierpnia 2011, obejrzano 18 kwietnia 2015 .
  23. ↑ Simon J. Lock, Sarah T. Stewart: Struktura ciał ziemskich: ogrzewanie uderzeniowe, granice koronacji i synestie. Journal of Geophysical Research: Planets, 2017, doi: 10.1002 / 2016JE005239 , arxiv: 1705.07858 .
  24. ↑ Simon J. Lock i in.: Pochodzenie księżyca w ziemskiej synestii. Journal of Geophysical Research: Planets, 2018, doi: 10.1002/2017JE005333 , arxiv: 1802.10223 .

linki internetowe

Commons : Origin of the Moon  - Album ze zdjęciami, filmami i plikami audio
Ta wersja została dodana do listy artykułów, które warto przeczytać 27 listopada 2010 roku .