ข้ามไปเนื้อหา

การระดมชนหนักครั้งหลัง

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
ช่วงเวลาต่าง ๆ
ภาพดวงจันทร์ตามจินตนาการของศิลปินในช่วงการระดมชนหนักครั้งหลัง (บน) และปัจจุบัน (ล่าง)

การระดมชนหนักครั้งหลัง (อังกฤษ: Late Heavy Bombardment, ย่อ: LHB) หรือวินาศภัยดวงจันทร์ (อังกฤษ: lunar cataclysm) เป็นเหตุการณ์ในสมมติฐานซึ่งคาดว่าเกิดเมื่อประมาณ 4,100 ถึง 3,800 ล้านปีก่อน[1] ซึ่งตรงกับบรมยุคเฮเดียนและมหายุคอีโออาร์เคียนบนโลก ทฤษฎีนี้ว่าด้วยในเหตุการณ์นี้ได้มีดาวเคราะห์น้อยและดาวหางจำนวนมากผิดปกติพุ่งชนดาวเคราะห์คล้ายโลกและดาวบริวารยุคต้นในระบบสุริยะชั้นใน ได้แก่ ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก (รวมดวงจันทร์) และดาวอังคาร[2] เหตุการณ์นี้เกิดหลังโลกและดาวเคราะห์หินอื่นก่อรูปขึ้นและรวบรวมมวลส่วนใหญ่ของดาวดวงนั้น ๆ แล้ว และความไม่เสถียรของวงโคจรดาวเคราะห์ที่ไปรบกวนเทหวัตถุอื่น ๆ ที่พุ่งชนกัน[3] ถึงแม้ว่าเหตุการณ์นี้จะได้รับความน่าเชื่อถือเป็นวงกว้าง[4] ทว่าหลักฐานที่สามารถชี้ชัดได้นั้นยังคงไม่มี[5]

หลักฐานของการระดมชนหนักครั้งหลังมาจากตัวอย่างหินบนดวงจันทร์ที่เก็บมาจากหลุมบนดวงจันทร์ที่นักบินอวกาศจากโครงการอะพอลโลนำกลับมาด้วย การหาอายุด้วยไอโซโทปของหินดวงจันทร์บ่งชี้ว่าเศษหินหลอมละลายจากการพุ่งชน (impact melt) ส่วนใหญ่นั้นเกิดขึ้นในช่วงระยะเวลาอันสั้น ซึ่งสามารถอธิบายถึงการเกิดหลุมจำนวนมากในช่วงเวลานี้ได้ มีหลายสมมติฐานที่พยายามอธิบายการเพิ่มขึ้นอย่างเฉียบพลันของวัตถุที่พุ่งชน (ทั้งดาวเคราะห์น้อยและดาวหาง) ในระบบสุริยะชั้นใน แต่ยังไม่มีข้อสรุปที่แน่ชัด แบบจำลองนีส (Nice model) ซึ่งได้รับความนิยมในหมู่นักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ได้ตั้งสมมติฐานว่า ณ เวลานั้นดาวเคราะห์ยักษ์กำลังเกิดการย้ายวงโคจร และระหว่างนั้นเองก็ทำให้วัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยและ/หรือในแถบไคเปอร์กระจัดกระจายเป็นวงโคจรเยื้องศูนย์กลางและเข้าสู่วิถีโคจรของดาวเคราะห์คล้ายโลก[3]

นักวิจัยบางส่วนแย้งว่าข้อมูลตัวอย่างจากดวงจันทร์นั้นชี้ให้เห็นว่าไม่จำเป็นว่าเหตุการณ์พุ่งชนจะต้องเกิดในช่วง 3,900 ล้านปีก่อน และการกระจุกตัวของเศษหินหลอมละลายจากการพุ่งชนที่มีอายุใกล้เคียงช่วงนี้เป็นผลจากการสุ่มตัวอย่างวัสดุที่เก็บมาจากแอ่งพุ่งชนขนาดใหญ่แห่งเดียว[1] หลักฐานหลายประการชี้ให้เห็นว่าการพุ่งชนดวงจันทร์นั้นอาจมีช่วงเวลาที่ยาวนานกว่าที่เคยคาดเดาไว้ ซึ่งเกิดขึ้นในช่วงประมาณ 4,200 ล้านปีที่แล้วจนถึง 3,500 ล้านปีที่แล้ว[6]

หลักฐานของเหตุวินาศภัย

[แก้]

หลักฐานชิ้นสำคัญเกี่ยวกับเหตุวินาศภัยดวงจันทร์นั้นมาจากการตรวจวัดอายุด้วยวิธีการวัดรังสีของหินหลอมเหลวจากการพุ่งชนซึ่งถูกเก็บรวบรวมระหว่างภารกิจอะพอลโล ส่วนใหญ่แล้วเชื่อกันว่าหินหลอมเหลวเหล่านี้เกิดขึ้นจากการชนของดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหางขนาดใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายสิบกิโลเมตร ส่งผลให้เกิดหลุมอุกกาบาตที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายร้อยกิโลเมตร สถานที่ลงจอดของยานอะพอลโล 15, 16 และ 17 ได้ถูกเลือกเนื่องจากอยู่ใกล้กับแอ่งอิมเบรียม, เนคทาริส และเซเรนิทาทิส ตามลำดับ[7]

เนื่องด้วยอายุของหินหลอมเหลวจากการพุ่งชนนั้นมักจะมีอายุที่กระจุกตัวอยู่ในช่วงประมาณ 3,800 ถึง 4,100 ล้านปีที่ผ่านมาก็ได้นำไปสู่งานวิจัยที่เสนอว่าอายุเหล่านี้บันทึกเหตุการณ์การระดมชนอย่างรุนแรงบนดวงจันทร์[8] ซึ่งได้รับการเรียกขานว่า "วินาศภัยดวงจันทร์" (lunar cataclysm) และเสนอว่าเหตุการณ์นี้เป็นช่วงที่อัตราการระดมชนบนดวงจันทร์เพิ่มขึ้นอย่างมากในช่วงประมาณ 3,900 ล้านปีที่ผ่านมา หากหินหลอมเหลวเหล่านี้มีต้นกำเนิดจากแอ่งกระแทกทั้งสามแอ่งดังกล่าว นั่นย่อมหมายความว่าไม่เพียงแต่แอ่งกระแทกสำคัญทั้งสามจะเกิดขึ้นในช่วงเวลาใกล้เคียงกัน แต่ยังมีแอ่งกระแทกอื่นอีกมากมายที่เกิดขึ้นในช่วงเวลาเดียวกันตามหลักฐานชั้นหิน[7] อย่างไรก็ตาม ในช่วงเวลานั้นสมมติฐานดังกล่าวยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่

หลังจากที่มีข้อมูลเพิ่มเติม โดยเฉพาะจากอุกกาบาตดวงจันทร์ สมมติฐานนี้ แม้ยังคงเป็นที่ถกเถียงก็เริ่มได้รับความนิยมมากขึ้น อุกกาบาตดวงจันทร์ถูกมองว่าเป็นตัวอย่างที่สุ่มเก็บข้อมูลจากพื้นผิวดวงจันทร์ และบางส่วนนั้นอาจจะมาจากพื้นที่ที่ห่างไกลจากจุดลงจอดของยานอะพอลโล อุกกาบาตดวงจันทร์ที่มีองค์ประกอบเป็นเฟลด์สปาร์หลายชิ้นอาจมีต้นกำเนิดจากด้านไกลของดวงจันทร์ และหินหลอมเหลวจากการพุ่งชนที่ติดอยู่ภายในอุกกาบาตเหล่านี้ได้ถูกระบุอายุขึ้นมาเมื่อไม่นานมานี้ ซึ่งสอดคล้องกับสมมติฐานวินาศภัยดวงจันทร์ เนื่องจากไม่มีการพบว่ามีตัวอย่างที่มีอายุเก่าแก่เกินกว่า 3,900 ล้านปี[9][10] อย่างไรก็ตาม อายุของหินเหล่านี้ไม่ได้ "กระจุกตัว" อยู่ที่ช่วงเวลาดังกล่าว แต่ครอบคลุมตั้งแต่ 2,500 ถึง 3,900 ล้านปี[11]

การกำหนดอายุของอุกกาบาตโฮเวอร์ไดต์ (howardite), ยูไครต์ (eucrite), และไดโอจีไนต์ (diogenite) (เรียกรวมว่า HED) รวมถึงอุกกาบาตประเภทเอช คอนไดรต์ (H chondrite) ที่มีต้นกำเนิดจากแถบดาวเคราะห์น้อยนั้นแสดงให้เห็นช่วงอายุที่หลากหลาย ซึ่งอยู่ในช่วง 3,400–4,100 ล้านปี และช่วงอายุสูงสุดก่อนหน้านั้นอยู่ที่ 4,500 ล้านปี หินอุกกาบาตที่มีอายุในช่วง 3,400–4,100 ล้านปีนั้นได้รับการตีความว่าเกิดจากการเพิ่มขึ้นของความเร็วในการพุ่งชน โดยการจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ที่ใช้ไฮโดรโค้ด[12]แสดงให้เห็นว่าปริมาณของหินหลอมเหลวจากแรงกระแทกเพิ่มขึ้น 100–1,000 เท่า เมื่อความเร็วในการพุ่งชนเพิ่มขึ้นจากค่าเฉลี่ยในปัจจุบันของแถบดาวเคราะห์น้อยที่ 5 กิโลเมตรต่อวินาที เป็น 10 กิโลเมตรต่อวินาที ความเร็วในการชนกระแทกที่เกิน 10 กิโลเมตรต่อวินาทีต้องอาศัยดาวเคราะห์น้อยที่มีความเอียงในวงโคจรสูงมาก หรือวงโคจรที่มีความรีสูงซึ่งตัดผ่านวงโคจรของดาวเคราะห์ วัตถุประเภทนี้พบได้ยากในแถบดาวเคราะห์น้อยในยุคปัจจุบัน แต่ประชากรของวัตถุเหล่านี้อาจเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญจากกระบวนการกวาดล้างที่สัมพันธ์กับการเคลื่อนย้ายตำแหน่งของดาวเคราะห์ยักษ์[13]

การศึกษาการกระจายขนาดของหลุมอุกกาบาตบนพื้นที่สูงของดวงจันทร์ชี้ให้เห็นว่ากลุ่มวัตถุพุ่งชนชนิดเดียวกันได้พุ่งชนทั้งดาวพุธและดวงจันทร์ในเหตุการณ์การระดมชนหนักครั้งหลัง[14] หากประวัติการลดลงของเหตุการณ์การระดมชนหนักครั้งหลังบนดาวพุธมีความสอดคล้องกับประวัติบนดวงจันทร์แล้วนั้น แอ่งขนาดใหญ่ที่มีอายุน้อยที่สุดที่ค้นพบบนดาวพุธ ซึ่งก็คือแอ่งคาลอริส (Caloris) จะมีอายุใกล้เคียงกับแอ่งขนาดใหญ่ที่อายุน้อยที่สุดบนดวงจันทร์ ซึ่งก็คือแอ่งโอเรียนเทล (Orientale) และแอ่งอิมเบรียม (Imbrium) และพื้นที่ที่เป็นที่ราบทั้งหมดบนดาวพุธมีอายุมากกว่า 3,000 ล้านปี[15]

การวิพากษ์วิจารณ์ของสมมติฐานวินาศภัย

[แก้]

แม้ว่าสมมติฐานวินาศภัยนี้จะได้รับความนิยมมากขึ้นในช่วงห้าสิบปีที่ผ่านมา โดยเฉพาะในหมู่นักพลศาสตร์ที่ระบุสาเหตุที่เป็นไปได้ของปรากฏการณ์ดังกล่าว แต่สมมติฐานนี้ยังคงเป็นที่ถกเถียงและตั้งอยู่บนสมมติฐานที่สามารถโต้แย้งได้ ข้อวิจารณ์สองประการ ได้แก่ (1) การที่อายุของการพุ่งชนดูเหมือนจะ "กระจุกตัว" อาจเป็นผลมาจากการเก็บตัวอย่างจากเศษวัสดุที่พุ่งออกมาจากแอ่งเพียงแห่งเดียวเท่านั้น และ (2) การขาดแคลนตัวอย่างหินหลอมเหลวจากการพุ่งชนที่มีอายุเก่าแก่กว่า 4,100 ล้านปีนั้นอาจเกี่ยวข้องกับการที่ตัวอย่างเหล่านี้ถูกบดละเอียด หรืออายุของพวกมันได้ย้อนกลับไปเริ่มต้นใหม่[3][7]

ข้อวิจารณ์แรกเกี่ยวข้องกับต้นกำเนิดของหินหลอมเหลวจากการพุ่งชนที่มาจากการเก็บตัวอย่างจากจุดลงจอดของยานอะพอลโล แม้ว่าหินหลอมเหลวเหล่านี้มักจะถูกสันนิษฐานว่ามีต้นกำเนิดจากแอ่งกระแทกที่อยู่ใกล้ที่สุด แต่ก็มีข้อโต้แย้งว่าหินเหล่านี้ส่วนใหญ่นั้นอาจมาจากแอ่งอิมเบรียมแทน[16] แอ่งกระแทกอิมเบรียมเป็นแอ่งกระแทกแบบหลายวงแหวนที่มีขนาดใหญ่ที่สุดและอายุน้อยที่สุดบนพื้นที่ด้านใกล้ของดวงจันทร์ และการจำลองเชิงปริมาณแสดงให้เห็นว่าเศษวัสดุจำนวนมากจากเหตุการณ์นี้อาจจะพบได้ในทุกจุดลงจอดของยานอะพอลโล จากสมมติฐานทางเลือกนี้ การกระจุกตัวของอายุของหินหลอมเหลวที่อยู่ใกล้ 3,900 ล้านปีอาจสะท้อนถึงการเก็บตัวอย่างวัสดุจากเหตุการณ์พุ่งชนเพียงครั้งเดียว ไม่ใช่หลายครั้ง นอกจากนี้ ยังมีข้อวิจารณ์เพิ่มเติมว่าการที่อายุพุ่งสูงขึ้นที่ 3,900 ล้านปีซึ่งถูกระบุจากการหาค่าอายุด้วย 40Ar/39Ar (ไอโซโทปของธาตุอาร์กอน) อาจเกิดจากการก่อตัวของเปลือกดวงจันทร์ยุคแรกแบบเป็นช่วง ๆ ตามด้วยการสูญเสีย 40Ar บางส่วนเมื่ออัตราการพุ่งชนลดลง[17]

ข้อวิจารณ์ประการที่สองเกี่ยวข้องกับความสำคัญของการขาดแคลนหินหลอมเหลวจากการพุ่งชนที่มีอายุเก่าแก่กว่า 4,100 ล้านปี สมมติฐานหนึ่งที่ไม่เกี่ยวข้องกับเหตุการณ์วินาศภัยนี้คือหินหลอมเหลวเก่าเหล่านี้ปรากฏมีอยู่ก่อนหน้านั้นแล้ว แต่เนื่องจากผลกระทบอย่างต่อเนื่องจากการพุ่งชนบนดวงจันทร์ในช่วง 4,000 ล้านปีที่ผ่านมา ทำให้อายุทางรังสีของหินเหล่านี้ทั้งหมดถูกย้อนกลับใหม่ นอกจากนี้ ยังมีความเป็นไปได้ว่าตัวอย่างหินหลอมเหลวเก่าเหล่านี้อาจถูกบดขยี้จนมีขนาดเล็กมากจนไม่สามารถกำหนดอายุได้ด้วยวิธีการวัดรังสีแบบมาตรฐาน[18] นักวิทยาศาสตร์ยังคงศึกษาประวัติการพุ่งชนบนดวงจันทร์เพื่อพยายามสร้างความกระจ่างเกี่ยวกับประวัติศาสตร์ของระบบสุริยะชั้นใน[7][3]

ผลกระทบทางธรณีวิทยาบนโลก

[แก้]

หากเหตุการณ์การพุ่งชนวินาศภัยเช่นนี้เกิดขึ้นจริงบนดวงจันทร์ โลกก็น่าจะได้รับผลกระทบเช่นกัน การคาดการณ์อัตราการชนกระแทกบนดวงจันทร์[19]และนำมาปรับใช้กับโลกในช่วงเวลาดังกล่าวชี้ให้เห็นว่า จำนวนหลุมอุกกาบาตที่น่าจะเกิดขึ้นบนโลกมีดังนี้:[20]

  • หลุมอุกกาบาตกว่า 22,000 หลุม ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 20 กิโลเมตร (12 ไมล์)
  • แอ่งกระแทกประมาณ 40 แอ่ง ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,000 กิโลเมตร (620 ไมล์)
  • แอ่งกระแทกขนาดใหญ่หลายแอ่ง ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 5,000 กิโลเมตร (3,100 ไมล์)

ก่อนหน้าที่จะมีการเสนอสมมติฐานเหตุการณ์การระดมชนหนักครั้งหลัง (Late Heavy Bombardment: LHB) นักธรณีวิทยามักสันนิษฐานว่าโลกยังคงอยู่ในสภาพหลอมเหลวจนถึงประมาณ 3,800 ล้านปีก่อน ซึ่งหลักฐานของช่วงอายุนี้สามารถพบได้ในหินที่เก่าแก่ที่สุดหลายแห่งทั่วโลก และดูเหมือนจะแสดงถึง "จุดตัดขาด" ที่ชัดเจนซึ่งไม่มีหินชนิดใดที่เก่าแก่กว่านี้ที่ถูกค้นพบอีกแล้ว อายุเหล่านี้ยังคงค่อนข้างคงที่แม้จะใช้วิธีการหาอายุที่แตกต่างหลายวิธี รวมถึงระบบที่ถือว่ามีความแม่นยำที่สุดและได้รับผลกระทบน้อยที่สุดจากสิ่งแวดล้อม นั่นคือ การหาค่าอายุด้วยยูเรเนียม-ตะกั่วในผลึกเซอร์คอน เนื่องจากไม่พบหินที่มีอายุเก่ากว่านี้ นักธรณีวิทยาจึงมักสันนิษฐานว่าโลกยังคงอยู่ในสภาพหลอมเหลวจนถึงช่วงเวลาดังกล่าว ซึ่งเป็นจุดกำหนดเขตแดนระหว่างบรมยุคเฮเดียน (Hadean) และบรมยุคอาร์เคียน (Archean) อย่างไรก็ตาม ในปี ค.ศ. 1999 หินที่เก่าแก่ที่สุดบนโลกถูกกำหนดอายุว่าอยู่ที่ 4.031 ± 0.003 พันล้านปี และเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างชั้นหินอะคัสตาไนส์ (Acasta Gneiss) ในเขตหินฐานธรณีสเลฟ (Slave Craton) ทางตะวันตกเฉียงเหนือของแคนาดา[21]

อย่างไรก็ตาม หินที่มีอายุมากกว่าอาจพบได้ในรูปของเศษชิ้นส่วนของดาวเคราะห์น้อยที่ตกลงมายังโลกในรูปของอุกกาบาต เช่นเดียวกับหินบนโลก ดาวเคราะห์น้อยยังแสดงให้เห็นถึงจุดตัดขาดที่ชัดเจนซึ่งอยู่ที่ประมาณ 4,600 ล้านปีก่อน ซึ่งถือว่าเป็นช่วงเวลาที่ของแข็งก่อตัวขึ้นครั้งแรกในจานพอกพูนมวลรอบดวงอาทิตย์วัยเยาว์ในขณะนั้น ดังนั้นบรมยุคเฮเดียนจึงเป็นช่วงเวลาระหว่างการก่อตัวของหินยุคแรกเหล่านี้ในอวกาศและการก่อตัวของแผ่นเปลือกโลกในที่สุด ซึ่งเกิดขึ้นประมาณ 700 ล้านปีต่อมา ช่วงเวลานี้รวมถึงการสะสมตัวของดาวเคราะห์จากจานพอกพูนมวลและการเย็นตัวลงอย่างช้า ๆ ของโลกจนกลายเป็นวัตถุแข็งในขณะที่พลังงานศักย์โน้มถ่วงจากการสะสมตัวถูกปลดปล่อยออกมา

การคำนวณในภายหลังแสดงให้เห็นว่าอัตราการยุบตัวและการเย็นตัวขึ้นอยู่กับขนาดของวัตถุหิน เมื่อนำอัตรานี้มาปรับใช้กับวัตถุที่มีมวลเท่ากับโลกก็พบว่าการเย็นตัวเกิดขึ้นอย่างเร็วมาก โดยใช้เวลาเพียง 100 ล้านปี[22] ความแตกต่างระหว่างผลการวัดและทฤษฎีนี้ได้สร้างปริศนาในช่วงเวลานั้น

เหตุการณ์ LHB นี้อาจให้คำอธิบายที่เป็นไปได้สำหรับความผิดปกตินี้ จากแบบจำลองดังกล่าว หินที่มีอายุ 3,800 ล้านปีอาจเกิดการแข็งตัวขึ้นหลังจากที่แผ่นเปลือกโลกส่วนใหญ่ถูกทำลายโดย LHB โดยรวมแล้วนั้นโครงสร้างหินอะคัสตาไนส์ในโล่หินฐานธรณี (cratonic shield) แห่งทวีปอเมริกาเหนือ และหินไนส์ในหุบเขาแจ็คฮิลส์ของพื้นที่นาร์เรียไนส์เทอร์เรน (Narryer Gneiss Terrane) ในรัฐเวสเทิร์นออสเตรเลียเป็นเศษชิ้นส่วนทวีปที่เก่าแก่ที่สุดบนโลก อย่างไรก็ตาม เศษหินเหล่านี้ดูเหมือนจะเกิดขึ้นหลังจาก LHB แร่ธาตุที่มีอายุเก่าแก่ที่สุดที่เคยถูกกำหนดอายุบนโลกคือผลึกเซอร์คอนที่มีอายุ 4,404 ล้านปีจากแจ็คฮิลส์ที่มีอายุเก่าแก่กว่าเหตุการณ์นี้ โดยคาดว่าเป็นเศษชิ้นส่วนของเปลือกโลกที่ปรากฏอยู่ก่อนเหตุการณ์ LHB ซึ่งฝังตัวอยู่ในหินที่มีอายุน้อยกว่ามาก (ประมาณ 3,800 ล้านปี)

ผลึกเซอร์คอนจากแจ็คฮิลส์ได้นำไปสู่การพัฒนาความเข้าใจเกี่ยวกับบรมยุคเฮเดียน[23] เอกสารอ้างอิงในอดีตมักแสดงให้เห็นว่าโลกในยุคเฮเดียนมีพื้นผิวที่หลอมเหลวและมีภูเขาไฟที่เด่นชัด ชื่อ "เฮเดียน" นี้หมายถึงสภาพแบบ "นรก" ที่คาดว่าเคยปรากฏขึ้นบนโลกในช่วงเวลานั้น ซึ่งมาจากคำว่า "Hades" ในภาษากรีก อย่างไรก็ตาม การหาค่าอายุด้วยเซอร์คอนชี้ให้เห็นว่าพื้นผิวของโลกในยุคเฮเดียนนั้นอาจเป็นของแข็ง, มีอุณหภูมิที่พอเหมาะ และถูกปกคลุมด้วยมหาสมุทรที่เป็นกรด (ทว่ายังคงเป็นที่ถกเถียง) ซึ่งภาพเหล่านี้มาจากอัตราส่วนของไอโซโทปบางชนิดที่บ่งชี้ถึงปฏิกิริยาเคมีที่เกี่ยวข้องกับน้ำในช่วงเวลาก่อนการก่อตัวของหินที่เก่าแก่ที่สุด (ดูเพิ่มเติมในหัวข้อโลกเย็นในยุคแรก)[24]

มีหัวข้อที่น่าสนใจเป็นพิเศษคือการเสนอของแมนเฟรด ชิดลอฟสกี้ (Manfred Schidlowski) ในปี 1979 ซึ่งอ้างว่าอัตราส่วนของไอโซโทปคาร์บอนในหินตะกอนบางชนิดที่พบในกรีนแลนด์เป็นหลักฐานของสสารอินทรีย์ อัตราส่วนของคาร์บอน-12 ต่อคาร์บอน-13 ที่สูงผิดปกติมักเป็นสัญญาณของการถูก "แปรรูป" โดยสิ่งมีชีวิต อย่างไรก็ตาม มีการถกเถียงกันเป็นอย่างมากเกี่ยวกับการกำหนดอายุที่แน่นอนของหินดังกล่าว โดยชิดลอฟสกี้เสนอว่าหินเหล่านี้มีอายุประมาณ 3,800 ล้านปี ในขณะที่นักวิจัยคนอื่น ๆ เสนออายุที่ "เหมาะสม" กว่า ซึ่งก็คือประมาณ 3,600 ล้านปี แต่ไม่ว่าจะในกรณีใดก็ตาม จะถือว่าเป็นช่วงเวลาที่สั้นมากสำหรับกระบวนการเกิดสิ่งมีชีวิตจากสิ่งไร้ชีวิต (abiogenesis) และหากชิดลอฟสกี้ถูกต้อง เวลาดังกล่าวก็อาจสั้นเกินไปจนเป็นที่ถกเถียงได้ อย่างไรก็ตาม เหตุการณ์การระดมชนหนักครั้งหลังและการ "หลอมใหม่" ของเปลือกโลกที่เกี่ยวข้องกันก็อาจช่วยอธิบายกรอบเวลานี้ได้ โดยเสนอว่าชีวิตอาจเกิดขึ้นทันทีหลังจาก LHB หรืออาจมีชีวิตรอดผ่าน LHB หลังจากที่ได้ถือกำเนิดขึ้นในยุคเฮเดียนก่อนหน้า การศึกษาในปี 2002 ระบุว่าหินที่ชิดลอฟสกี้พบนั้นมีอายุอยู่ในช่วงที่เก่าแก่ที่สุดของกรอบอายุที่เป็นไปได้ คือประมาณ 3,850 ล้านปี ซึ่งสนับสนุนความเป็นไปได้ที่สิ่งมีชีวิตเกิดขึ้นก่อน LHB[25] งานวิจัยในปี 2005, 2006 และ 2009 ไม่พบหลักฐานของอัตราส่วนคาร์บอนที่มีน้ำหนักไอโซโทปเบา ซึ่งเป็นพื้นฐานของข้ออ้างเดิมเกี่ยวกับชีวิตในยุคเฮเดียนตอนต้น[26][27][28] อย่างไรก็ตาม การศึกษาที่คล้ายคลึงกันในหินจากแจ็คฮิลส์ในปี 2008 พบร่องรอยที่อาจบ่งชี้ถึงอินทรียวัตถุเช่นกัน ธอร์สเตน ไกส์เลอร์ (Thorsten Geisler) จากสถาบันแร่วิทยาแห่งมหาวิทยาลัยมึนสเตอร์ได้ศึกษาร่องรอยของคาร์บอนที่ติดอยู่ในชิ้นส่วนเพชรและแกรไฟต์ขนาดเล็กภายในเซอร์คอนที่มีอายุ 4,250 ล้านปี[29]

แบบจำลองคอมพิวเตอร์สามมิติที่พัฒนาขึ้นในเดือนพฤษภาคมปี 2009 โดยทีมนักวิจัยจากมหาวิทยาลัยโคโลราโด โบลเดอร์ได้เสนอว่าเปลือกโลกส่วนใหญ่รวมถึงจุลินทรีย์ที่อาศัยอยู่ในนั้นอาจรอดพ้นจากการถูกระดมชนได้ แบบจำลองของพวกเขาชี้ให้เห็นว่าแม้พื้นผิวโลกจะถูกชะล้างจากสิ่งมีชีวิตแต่ปล่องน้ำร้อน (hydrothermal vents) ใต้ผิวโลกอาจเป็นสถานที่หลบภัยสำหรับจุลินทรีย์ชนิดที่ทนความร้อน (thermophile microbes) และทำหน้าที่เป็นแหล่งเพาะพันธุ์สำหรับสิ่งมีชีวิตเหล่านี้[30] นอกจากนี้ ในเดือนเมษายนปี 2014 นักวิทยาศาสตร์ได้รายงานการค้นพบหลักฐานของเหตุการณ์การพุ่งชนของอุกกาบาตที่ใหญ่ที่สุดบนโลกเท่าที่เคยพบมา ใกล้กับบริเวณเข็มขัดบาร์เบอร์ตันกรีนสโตน (Barberton Greenstone Belt) โดยพวกเขาประเมินว่าเหตุการณ์นี้เกิดขึ้นเมื่อประมาณ 3,260 ล้านปีก่อน และวัตถุที่ชนโลกนั้นมีขนาดความกว้างประมาณ 37 ถึง 58 กิโลเมตร (23 ถึง 36 ไมล์) อย่างไรก็ตาม หลุมอุกกาบาตจากเหตุการณ์นี้ หากยังคงมีอยู่ ก็ยังไม่ถูกค้นพบจนถึงปัจจุบัน[31]

สาเหตุที่เป็นไปได้

[แก้]

การย้ายตำแหน่งของดาวเคราะห์ยักษ์

[แก้]

ข้อมูลเพิ่มเติม: แบบจำลองนีส

ภาพจำลองที่แสดงตำแหน่งของดาวเคราะห์ชั้นนอกและแถบดาวเคราะห์น้อย: (a) การจัดเรียงในช่วงแรกก่อนที่ดาวพฤหัสบดี (สีเขียว) และดาวเสาร์ (สีส้ม) จะเข้าสู่สภาวะสั่นพ้องที่ 2:1; (b) การกระจัดกระจายของดาวเคราะห์น้อยเข้าสู่ระบบสุริยะชั้นในหลังจากที่วงโคจรของดาวเนปจูน (สีน้ำเงินเข้ม) และดาวยูเรนัส (สีน้ำเงินอ่อน) เปลี่ยนแปลง; (c) สถานะหลังจากที่ดาวเคราะห์น้อยถูกดีดออกโดยดาวเคราะห์.[32]

จากแบบจำลองนีส การระดมชนหนักครั้งหลังนั้นเป็นผลมาจากความไม่เสถียรอย่างมีพลวัตในระบบสุริยะชั้นนอก แบบจำลองนีสดั้งเดิมที่คิดค้นโดยโกเมส (Gomes) และคณะนั้นเริ่มต้นจากดาวเคราะห์ยักษ์ในระบบสุริยะที่มีการจัดเรียงวงโคจรแบบใกล้ชิดกันโดยมีแถบวัตถุพ้นดาวเนปจูนที่อุดมสมบูรณ์ล้อมรอบ วัตถุจากแถบนี้หลุดเข้าสู่วงโคจรที่ตัดผ่านดาวเคราะห์ ทำให้วงโคจรของดาวเคราะห์ย้ายตำแหน่งไปอย่างต่อเนื่องเป็นเวลาหลายร้อยล้านปี ซึ่งทำให้วงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ค่อย ๆ ห่างกันออกไปจนเข้าสู่ภาวะสั่นพ้องที่ 2:1 ซึ่งทำให้ความรีของวงโคจรของพวกมันเพิ่มขึ้น ต่อมาวงโคจรของดาวเคราะห์จึงเกิดความไม่เสถียร ซึ่งดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนได้ถูกย้ายไปยังวงโคจรที่กว้างขึ้น ซึ่งได้ไปรบกวนแถบวัตถุชั้นนอก ทำให้เกิดการระดมชนของดาวหางขณะที่มันเข้าสู่วงโคจรที่ตัดผ่านดาวเคราะห์ ปฏิสัมพันธ์ระหว่างวัตถุเหล่านี้กับดาวเคราะห์ยังทำให้เกิดการย้ายตำแหน่งของวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เร็วขึ้น การย้ายตำแหน่งนี้ทำให้การสั่นพ้องแพร่ผ่านแถบดาวเคราะห์น้อย ทำให้ความรีของดาวเคราะห์น้อยหลายดวงเพิ่มขึ้นจนพวกมันเข้าสู่ระบบสุริยะชั้นในและชนเข้ากับดาวเคราะห์หิน[1][32]

แบบจำลองนีสได้รับการปรับปรุงเล็กน้อยนับตั้งแต่การตีพิมพ์ครั้งแรก ดาวเคราะห์ยักษ์ในแบบจำลองนี้เริ่มต้นในสถานะสั่นพ้องที่ซ้อนกันหลายชั้น ซึ่งเกิดจากการย้ายตำแหน่งที่ขับเคลื่อนด้วยก๊าซในช่วงแรกของจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด (protoplanetary disk)[33] การมีปฏิสัมพันธ์กับแถบวัตถุพ้นดาวเนปจูนทำให้ดาวเคราะห์ยักษ์หลุดออกจากสถานะสั่นพ้องหลังจากผ่านไปหลายร้อยล้านปี[34] การเผชิญหน้าระหว่างดาวเคราะห์ที่ตามมา รวมถึงการเผชิญหน้าระหว่างดาวเคราะห์น้ำแข็งยักษ์ (ice giant) กับดาวเสาร์ได้ส่งดาวเคราะห์น้ำแข็งเข้าสู่วงโคจรที่ตัดผ่านดาวพฤหัสบดี และต่อมาได้พบกับดาวพฤหัสบดีอีกครั้ง ซึ่งผลักดาวเคราะห์น้ำแข็งให้ออกไปสู่ภายนอก สถานการณ์ดาวพฤหัสบดีกระโดด (jumping-Jupiter scenario) นี้ทำให้ช่องว่างระหว่างดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ลดผลกระทบของการแพร่กระจายการสั่นพ้องต่อดาวเคราะห์น้อยและดาวเคราะห์หิน[35][36] สถานการณ์นี้จำเป็นต่อการรักษาความรีที่ต่ำของดาวเคราะห์หินและป้องกันไม่ให้แถบดาวเคราะห์น้อยเหลือดาวเคราะห์น้อยที่มีความรีสูงในจำนวนที่มากเกินไป อย่างไรก็ตาม มันยังลดจำนวนดาวเคราะห์น้อยที่ถูกดึงออกจากแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก ทำให้แถบดาวเคราะห์น้อยชั้นในที่ใกล้หมดลงกลายเป็นแหล่งที่มาหลักของวัตถุที่พุ่งชนในช่วง LHB[37] ดาวเคราะห์น้ำแข็งมักถูกขับออกจากระบบสุริยะหลังจากการเผชิญหน้ากับดาวพฤหัสบดี นำไปสู่ข้อเสนอว่าระบบสุริยะอาจเริ่มต้นด้วยดาวเคราะห์ยักษ์ห้าดวง[38] อย่างไรก็ตาม งานวิจัยล่าสุดพบว่าการพุ่งชนชนที่มาจากแถบดาวเคราะห์น้อยชั้นในอาจไม่เพียงพอที่จะอธิบายการก่อตัวของชั้นหินทรงกลมเล็กโบราณและแอ่งกระแทกบนดวงจันทร์[39] และเป็นไปได้ว่าแถบดาวเคราะห์น้อยอาจไม่ใช่แหล่งที่มาของการระดมชนหนักครั้งหลัง[40]

การก่อตัวที่เชื่องช้าของดาวยูเรนัสและเนปจูน

[แก้]

จากการจำลองครั้งหนึ่งของสมมติฐานวัตถุดาวเคราะห์แรกเริ่มที่เกี่ยวกับการก่อตัวของระบบดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์ชั้นนอกสุดอย่างดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนใช้เวลานานมากในการก่อตัว โดยใช้ระยะเวลาหลายพันล้านปี[41] แฮรอลด์ เลวิสัน (Harold Levison) และทีมงานของเขายังได้เสนอว่าความหนาแน่นที่ค่อนข้างต่ำของวัตถุในระบบสุริยะชั้นนอกในช่วงการก่อตัวของดาวเคราะห์อาจทำให้การก่อตัวของดาวเคราะห์เหล่านี้ช้าลงอย่างมาก[42] การก่อตัวที่ล่าช้าของดาวเคราะห์เหล่านี้จึงถูกเสนอให้เป็นอีกเหตุผลหนึ่งสำหรับเหตุการณ์ LHB อย่างไรก็ตาม การคำนวณล่าสุดเกี่ยวกับการไหลของก๊าซร่วมกับการเติบโตแบบรวดเร็ว (runaway growth) ของวัตถุดาวเคราะห์แรกเริ่มในระบบสุริยะชั้นนอกชี้ให้เห็นว่าดาวเคราะห์ยักษ์ก่อตัวขึ้นอย่างรวดเร็วเป็นอย่างมาก โดยใช้เวลาเพียงประมาณ 10 ล้านปี ซึ่งไม่สนับสนุนคำอธิบายนี้สำหรับเหตุการณ์ LHB

สมมติฐานดาวเคราะห์ดวงที่ห้า

[แก้]

บทความหลัก: ดาวเคราะห์ดวงที่ห้า

สมมติฐานดาวเคราะห์ดวงที่ห้า (Planet V) ได้เสนอว่าดาวเคราะห์หินดวงที่ห้าเป็นสาเหตุของการระดมชนหนักครั้งหลังเมื่อวงโคจรที่ไม่เสถียรของมันเข้าสู่แถบดาวเคราะห์น้อยชั้นใน ดาวเคราะห์หินในสมมติฐานดวงนี้มีมวลน้อยกว่าครึ่งหนึ่งของดาวอังคาร และเดิมทีโคจรอยู่ระหว่างดาวอังคารกับแถบดาวเคราะห์น้อย วงโคจรของดาวเคราะห์ดวงที่ห้าเกิดความไม่เสถียรจากแรงรบกวนจากดาวเคราะห์ชั้นในดวงอื่น ทำให้วงโคจรของมันตัดผ่านแถบดาวเคราะห์น้อยชั้นใน หลังจากการเข้าใกล้ดาวเคราะห์ดวงที่ห้านี้ก็ได้ส่งผลให้ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากเข้าสู่วงโคจรที่ตัดผ่านโลก ก่อให้เกิดเหตุการณ์ LHB ในที่สุด และแล้วดาวเคราะห์ดวงที่ห้าก็ได้สูญหายไป โดยอาจตกลงไปในดวงอาทิตย์ จากการจำลองเชิงตัวเลขพบว่า การกระจายตัวที่ไม่สม่ำเสมอของดาวเคราะห์น้อย โดยมีการกระจุกตัวของดาวเคราะห์น้อยในแถบดาวเคราะห์น้อยชั้นใน เป็นสิ่งจำเป็นในการเกิดเหตุการณ์ LHB ผ่านกลไกนี้[43] นอกจากนี้ ยังมีสมมติฐานนี้ในอีกเวอร์ชั่นหนึ่ง ซึ่งเสนอว่าเศษหินที่พุ่งชนบนดวงจันทร์เป็นเศษซากที่เกิดจากดาวเคราะห์ดวงที่ห้าที่ชนเข้ากับดาวอังคาร และก่อให้เกิดแอ่งบอเรียลิส (Borealis Basin) ซึ่งช่วยอธิบายจำนวนแอ่งขนาดใหญ่บนดวงจันทร์ที่น้อยเมื่อเทียบกับหลุมอุกกาบาตและการขาดหลักฐานการพุ่งชนของดาวหางได้[44][45]

การรบกวนดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนที่ผ่านดาวอังคาร

[แก้]

สมมติฐานที่เสนอโดย Matija Ćuk ชี้ว่าการชนกันที่นำไปสู่การก่อตัวของแอ่งขนาดใหญ่ช่วงท้ายนั้นเกิดจากการแตกตัวของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่ตัดผ่านวงโคจรของดาวอังคาร ดาวเคราะห์น้อยดวงนี้มีขนาดใกล้เคียงกับดาวเวสตา (Vesta )และเป็นเศษซากจากกลุ่มประชากรที่มีขนาดใหญ่กว่าดาวเคราะห์น้อยในแถบดาวเคราะห์น้อยในยุคปัจจุบันนี้เป็นอย่างมาก ในช่วงก่อนเกิดแอ่งอิมเบรียมนั้นการชนส่วนใหญ่เกิดจากดาวเคราะห์น้อยที่พุ่งตัดผ่านดาวอังคาร โดยการระดมในยุคแรกนี้ดำเนินไปจนถึงประมาณ 4,100 ล้านปีก่อน หลังจากนั้นเป็นช่วงเวลาที่ไม่มีการชนกันที่ก่อให้เกิดแอ่งขนาดใหญ่มากนัก ซึ่งในช่วงนี้สนามแม่เหล็กของดวงจันทร์ได้เริ่มเบาบางลง จนกระทั่งประมาณ 3,900 ล้านปีก่อนได้เกิดการชนที่รุนแรงซึ่งทำให้ดาวเคราะห์น้อยขนาดเท่าเวสตาได้แตกตัวออกมา ส่งผลให้จำนวนวัตถุที่พุ่งตัดผ่านดาวอังคารเพิ่มขึ้นอย่างมาก วัตถุเหล่านี้หลายชิ้นได้เดินทางเข้าสู่วงโคจรที่ตัดกับโลก ทำให้เกิดการเพิ่มขึ้นของอัตราการชนบนดวงจันทร์ ส่งผลให้เกิดแอ่งขนาดใหญ่จำนวนหนึ่งบนดวงจันทร์ในช่วงท้ายของเหตุการณ์ นอกจากนี้ Ćuk ยังชี้ให้เห็นถึงสนามแม่เหล็กที่อ่อนหรือขาดหายไปจากแอ่งในช่วงสุดท้ายจำนวนหนึ่ง รวมถึงการเปลี่ยนแปลงในการกระจายตัวของขนาดหลุมอุกกาบาตในเหตุการณ์การระดมชนครั้งหลังนี้ ซึ่งนับเป็นหลักฐานในการสนับสนุนสมมติฐานนี้[46] อย่างไรก็ตาม ช่วงเวลาที่ชัดเจน[47][48][49][50]และสาเหตุ[51]ของการเปลี่ยนแปลงในการกระจายตัวของขนาดหลุมอุกกาบาตยังคงเป็นประเด็นถกเถียงอยู่ในปัจจุบัน

แหล่งที่มาอื่น

[แก้]

มีการศึกษาถึงแหล่งที่มาอื่นของเหตุการณ์การระดมชนหนักครั้งหลัง ซึ่งรวมถึงดาวบริวารเพิ่มเติมของโลกที่โคจรอย่างอิสระหรือเป็นวัตถุโทรจัน (trojan) ของดวงจันทร์, วัตถุดาวเคราะห์แรกเริ่มที่เหลือจากการก่อตัวของดาวเคราะห์ชั้นใน, วัตถุร่วมวงโคจรของโลกหรือดาวศุกร์ และการแตกตัวของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก สำหรับดาวบริวารเพิ่มเติมของโลกที่โคจรอย่างอิสระนั้นถูกพบว่าถูกจับเข้าสู่การสั่นพ้องของวงโคจรอย่างรวดเร็วระหว่างการขยายวงโคจรในช่วงแรกที่ขับเคลื่อนด้วยแรงไทดัลของดวงจันทร์ ซึ่งทำให้ดาวบริวารเหล่านี้สูญหายหรือถูกทำลายภายในไม่กี่ล้านปี[52] ในส่วนของวัตถุโทรจันของดวงจันทร์เองก็ถูกพบว่าได้เสียเสถียรภาพไปในระยะเวลา 100 ล้านปี เนื่องจากการสั่นพ้องจากดวงอาทิตย์เมื่อดวงจันทร์อยู่ห่างจากโลกประมาณ 27 รัศมีโลก[53] ในส่วนวัตถุดาวเคราะห์แรกเริ่มที่เหลือจากการก่อตัวของดาวเคราะห์ชั้นในนั้นถูกพิจารณาว่าถูกทำลายลงอย่างรวดเร็วจากการชนกันและการดีดออกจากระบบวงโคจร ทำให้มีจำนวนไม่เพียงพอต่อการสร้างแอ่งในช่วงสุดท้ายของดวงจันทร์[54] นอกจากนี้ การคงอยู่ในระยะยาวของวัตถุร่วมวงโคจรของโลกหรือดาวศุกร์ในยุคโบราณ (ทั้งในรูปแบบโทรจันหรือวงโคจรลักษณะเกือกม้า) ควบคู่กับการที่ไม่พบหลักฐานของวัตถุดังกล่าวในปัจจุบัน ชี้ว่ามีโอกาสน้อยมากที่วัตถุเหล่านี้จะมีจำนวนเพียงพอที่จะก่อให้เกิด LHB[55] การเกิดเหตุการณ์ LHB จากการแตกตัวของดาวเคราะห์น้อยในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักได้ถูกค้นพบว่าต้องการวัตถุชิ้นหลักที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางอย่างน้อย 1,000–1,500 กิโลเมตร พร้อมสภาวะแรกเริ่มที่เหมาะสมอย่างถึงที่สุด[56] อีกทั้งยังมีข้อเสนอว่าเศษซากจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์ชั้นใน ซึ่งปัจจุบันสูญหายไปแล้วนั้นอาจเป็นอีกหนึ่งแหล่งที่มาของ LHB[57]

ระบบดาวอื่นที่อาจมีเหตุการณ์การระดมชนหนักครั้งหลัง

[แก้]

บทความหลัก: อีตา นกกา

มีหลักฐานการค้นพบสภาวะที่เหมือนกับเหตุการณ์การระดมชนหนักครั้งหลังรอบดาวฤกษ์อีตา นกกา[58]

อ่านเพิ่มเติม

[แก้]

อ้างอิง

[แก้]
  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 "PSRD: Wandering Gas Giants and Lunar Bombardment". www.psrd.hawaii.edu.
  2. ↑ Claeys, Philippe; Morbidelli, Alessandro (2011), Gargaud, Muriel; Amils, Ricardo; Quintanilla, José Cernicharo; Cleaves, Henderson James (บ.ก.), "Late Heavy Bombardment", Encyclopedia of Astrobiology (ภาษาอังกฤษ), Springer Berlin Heidelberg, pp. 909–912, doi:10.1007/978-3-642-11274-4_869, ISBN 978-3-642-11271-3, สืบค้นเมื่อ 2025-01-06
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 Bottke, William F.; Norman, Marc D. (2017-08-30). "The Late Heavy Bombardment". Annual Review of Earth and Planetary Sciences (ภาษาอังกฤษ). 45 (1): 619–647. doi:10.1146/annurev-earth-063016-020131. ISSN 0084-6597.
  4. ↑ Boehnke, Patrick; Harrison, T. Mark (2016-09-27). "Illusory Late Heavy Bombardments". Proceedings of the National Academy of Sciences (ภาษาอังกฤษ). 113 (39): 10802–10806. doi:10.1073/pnas.1611535113. ISSN 0027-8424. PMC 5047187. PMID 27621460.{{cite journal}}: CS1 maint: PMC format (ลิงก์)
  5. ↑ Mann, Adam (2018-01-25). "Bashing holes in the tale of Earth's troubled youth". Nature (ภาษาอังกฤษ). 553 (7689): 393–395. doi:10.1038/d41586-018-01074-6. ISSN 0028-0836.
  6. ↑ Zellner, Nicolle E. B. (2017-09). "Cataclysm No More: New Views on the Timing and Delivery of Lunar Impactors". Origins of Life and Evolution of Biospheres (ภาษาอังกฤษ). 47 (3): 261–280. doi:10.1007/s11084-017-9536-3. ISSN 0169-6149. PMC 5602003. PMID 28470374. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)CS1 maint: PMC format (ลิงก์)
  7. ↑ 7.0 7.1 7.2 7.3 Crockett, Christopher (2019-07-16). "How the moon landings changed our view of the solar system". Knowable Magazine. doi:10.1146/knowable-071519-1.
  8. ↑ Tera, Fouad; Papanastassiou, D.A.; Wasserburg, G.J. (1974-04). "Isotopic evidence for a terminal lunar cataclysm". Earth and Planetary Science Letters (ภาษาอังกฤษ). 22 (1): 1–21. doi:10.1016/0012-821X(74)90059-4. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  9. ↑ Cohen, B. A.; Swindle, T. D.; Kring, D. A. (2000-12). "Support for the Lunar Cataclysm Hypothesis from Lunar Meteorite Impact Melt Ages". Science (ภาษาอังกฤษ). 290 (5497): 1754–1756. doi:10.1126/science.290.5497.1754. ISSN 0036-8075. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  10. ↑ "PSRD: Lunar meteorites and the lunar cataclysm". www.psrd.hawaii.edu.
  11. ↑ Hartmann, William K.; Quantin, Cathy; Mangold, Nicolas (2007-01). "Possible long-term decline in impact rates". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 186 (1): 11–23. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.009. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  12. ↑ Benson, David J. (1990). Computational methods in Lagrangian and Eulerian hypotheses (PDF) (Report). Retrieved 11 January 2021 – via csm.mech.utah.edu. — Compares computer software for modelling asteroid / planetessmial impacts based on deformable rigid bodies (Lagrangian) and fluid-like rubble-piles (Eulerian).
  13. ↑ Marchi, S.; Bottke, W. F.; Cohen, B. A.; Wünnemann, K.; Kring, D. A.; McSween, H. Y.; De Sanctis, M. C.; O’Brien, D. P.; Schenk, P.; Raymond, C. A.; Russell, C. T. (2013-04). "High-velocity collisions from the lunar cataclysm recorded in asteroidal meteorites". Nature Geoscience (ภาษาอังกฤษ). 6 (4): 303–307. doi:10.1038/ngeo1769. ISSN 1752-0894. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  14. ↑ Strom, RobertG. (1979-09). "Mercury: A post-Mariner 10 assessment". Space Science Reviews (ภาษาอังกฤษ). 24 (1). doi:10.1007/BF00221842. ISSN 0038-6308. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  15. ↑ Veverka, J. (1984-01-01). "Planetary geology in the 1980s" (ภาษาอังกฤษ). {{cite journal}}: Cite journal ต้องการ |journal= (help)
  16. ↑ Haskin, Larry A.; Korotev, Randy L.; Rockow, Kaylynn M.; Jolliff, Bradley L. (1998-09). "The case for an Imbrium origin of the Apollo thorium‐rich impact‐melt breccias". Meteoritics & Planetary Science (ภาษาอังกฤษ). 33 (5): 959–975. doi:10.1111/j.1945-5100.1998.tb01703.x. ISSN 1086-9379. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  17. ↑ Boehnke, Patrick; Harrison, T. Mark (2016-09-27). "Illusory Late Heavy Bombardments". Proceedings of the National Academy of Sciences (ภาษาอังกฤษ). 113 (39): 10802–10806. doi:10.1073/pnas.1611535113. ISSN 0027-8424. PMC 5047187. PMID 27621460.{{cite journal}}: CS1 maint: PMC format (ลิงก์)
  18. ↑ Hartmann, William K. (2003-04). "Megaregolith evolution and cratering cataclysm models—Lunar cataclysm as a misconception (28 years later)". Meteoritics & Planetary Science (ภาษาอังกฤษ). 38 (4): 579–593. doi:10.1111/j.1945-5100.2003.tb00028.x. ISSN 1086-9379. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  19. ↑ Ryder, Graham (2002-04). "Mass flux in the ancient Earth‐Moon system and benign implications for the origin of life on Earth". Journal of Geophysical Research: Planets (ภาษาอังกฤษ). 107 (E4). doi:10.1029/2001JE001583. ISSN 0148-0227. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  20. ↑ Canup, R. M.; Righter, K., บ.ก. (2000-11-01). Origin of the Earth and Moon. University of Arizona Press. doi:10.2307/j.ctv1v7zdrp.30. ISBN 978-0-8165-4656-5.
  21. ↑ Bowring, Samuel A.; Williams, Ian S. (1999-01-21). "Priscoan (4.00-4.03 Ga) orthogneisses from northwestern Canada". Contributions to Mineralogy and Petrology. 134 (1): 3–16. doi:10.1007/s004100050465. ISSN 0010-7999.
  22. ↑ Mojzsis, S. J. (2001-12-01). "Lithosphere-Hydrosphere Interactions on the Hadean (>4 Ga) Earth". 2001: U52A–0009. {{cite journal}}: Cite journal ต้องการ |journal= (help)
  23. ↑ "Revising Earth's Early History". ScienceDaily (ภาษาอังกฤษ).
  24. ↑ "Quarterdeck Magazine Online -- Texas A&M Oceanography". web.archive.org. 2010-06-13. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-06-13. สืบค้นเมื่อ 2025-01-09.{{cite web}}: CS1 maint: bot: original URL status unknown (ลิงก์)
  25. ↑ "When Did Life on Earth Begin? Ask a Rock - Astrobiology Magazine". web.archive.org. 2021-06-28. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2021-06-28. สืบค้นเมื่อ 2025-01-09.{{cite web}}: CS1 maint: bot: original URL status unknown (ลิงก์)
  26. ↑ Lepland, Aivo; van Zuilen, Mark A.; Arrhenius, Gustaf; Whitehouse, Martin J.; Fedo, Christopher M. (2005). "Questioning the evidence for Earth's earliest life—Akilia revisited". Geology (ภาษาอังกฤษ). 33 (1): 77. doi:10.1130/G20890.1. ISSN 0091-7613.
  27. ↑ Nutman, A.P.; Friend, C.R.L. (2006-06). "Petrography and geochemistry of apatites in banded iron formation, Akilia, W. Greenland: Consequences for oldest life evidence". Precambrian Research (ภาษาอังกฤษ). 147 (1–2): 100–106. doi:10.1016/j.precamres.2006.02.005. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  28. ↑ Whitehouse, Martin J.; Myers, John S.; Fedo, Christopher M. (2009-03). "The Akilia Controversy: field, structural and geochronological evidence questions interpretations of >3.8 Ga life in SW Greenland". Journal of the Geological Society (ภาษาอังกฤษ). 166 (2): 335–348. doi:10.1144/0016-76492008-070. ISSN 0016-7649. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  29. ↑ #author.fullName}. "Did newborn Earth harbour life?". New Scientist (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). {{cite web}}: |last= มีชื่อเรียกทั่วไป (help)
  30. ↑ Steenhuysen, Julie. "Study turns back clock on origins of life on Earth". U.S. (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). สืบค้นเมื่อ 2025-01-09.
  31. ↑ "Scientists reconstruct ancient impact that dwarfs dinosaur-extinction blast". AGU Newsroom (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน).
  32. ↑ 32.0 32.1 Gomes, R.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Morbidelli, A. (2005-05). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets". Nature (ภาษาอังกฤษ). 435 (7041): 466–469. doi:10.1038/nature03676. ISSN 0028-0836. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  33. ↑ Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Crida, Aurélien; Levison, Harold F.; Gomes, Rodney (2007-11). "Dynamics of the Giant Planets of the Solar System in the Gaseous Protoplanetary Disk and Their Relationship to the Current Orbital Architecture". The Astronomical Journal (ภาษาอังกฤษ). 134 (5): 1790–1798. doi:10.1086/521705. ISSN 0004-6256. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  34. ↑ Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Nesvorný, David; Gomes, Rodney (2011-11-01). "LATE ORBITAL INSTABILITIES IN THE OUTER PLANETS INDUCED BY INTERACTION WITH A SELF-GRAVITATING PLANETESIMAL DISK". The Astronomical Journal. 142 (5): 152. doi:10.1088/0004-6256/142/5/152. ISSN 0004-6256.
  35. ↑ Brasser, R.; Morbidelli, A.; Gomes, R.; Tsiganis, K.; Levison, H. F. (2009-11). "Constructing the secular architecture of the solar system II: the terrestrial planets". Astronomy & Astrophysics. 507 (2): 1053–1065. doi:10.1051/0004-6361/200912878. ISSN 0004-6361. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  36. ↑ Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Gomes, Rodney; Levison, Harold F.; Tsiganis, Kleomenis (2010-11-01). "EVIDENCE FROM THE ASTEROID BELT FOR A VIOLENT PAST EVOLUTION OF JUPITER'S ORBIT". The Astronomical Journal. 140 (5): 1391–1401. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1391. ISSN 0004-6256.
  37. ↑ Bottke, William F.; Vokrouhlický, David; Minton, David; Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Simonson, Bruce; Levison, Harold F. (2012-05). "An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt". Nature (ภาษาอังกฤษ). 485 (7396): 78–81. doi:10.1038/nature10967. ISSN 0028-0836. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  38. ↑ Nesvorný, David (2011-12-01). "YOUNG SOLAR SYSTEM's FIFTH GIANT PLANET?". The Astrophysical Journal. 742 (2): L22. doi:10.1088/2041-8205/742/2/L22. ISSN 2041-8205.
  39. ↑ Johnson, Brandon C.; Collins, Gareth S.; Minton, David A.; Bowling, Timothy J.; Simonson, Bruce M.; Zuber, Maria T. (2016-06). "Spherule layers, crater scaling laws, and the population of ancient terrestrial impactors". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 271: 350–359. doi:10.1016/j.icarus.2016.02.023. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  40. ↑ Nesvorný, David; Roig, Fernando; Bottke, William F. (2017-03-01). "Modeling the Historical Flux of Planetary Impactors". The Astronomical Journal. 153 (3): 103. doi:10.3847/1538-3881/153/3/103. ISSN 0004-6256.
  41. ↑ Nakano, T. (1987-01-01). "Formation of planets around stars of various masses - I. Formulation and a star of one solar mass". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ภาษาอังกฤษ). 224 (1): 107–130. doi:10.1093/mnras/224.1.107. ISSN 0035-8711.
  42. ↑ "PSRD: Uranus and Neptune: Late Bloomers". www.psrd.hawaii.edu.
  43. ↑ Brasser, R.; Morbidelli, A. (2011-11). "The terrestrial Planet V hypothesis as the mechanism for the origin of the late heavy bombardment". Astronomy & Astrophysics. 535: A41. doi:10.1051/0004-6361/201117336. ISSN 0004-6361. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  44. ↑ Minton, D. A.; Jackson, A. P.; Asphaug, E.; Fassett, C. I.; Richardson, J. E. (2015). "Debris from Borealis Basin Formation as the Primary Impactor Population of Late Heavy Bombardment" (PDF). Workshop on Early Solar System Impact Bombardment III. 1826: 3033. Bibcode:2015LPICo1826.3033M.
  45. ↑ Minton, David A.; Richardson, James E.; Fassett, Caleb I. (2015-02). "Re-examining the main asteroid belt as the primary source of ancient lunar craters". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 247: 172–190. doi:10.1016/j.icarus.2014.10.018. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  46. ↑ Ćuk, Matija (2012-03). "Chronology and sources of lunar impact bombardment". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 218 (1): 69–79. doi:10.1016/j.icarus.2011.11.031. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  47. ↑ Ćuk, Matija; Gladman, Brett J.; Stewart, Sarah T. (2010-06). "Constraints on the source of lunar cataclysm impactors". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 207 (2): 590–594. doi:10.1016/j.icarus.2009.12.013. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  48. ↑ Malhotra, Renu; Strom, Robert G. (2011-11). "Comment on "Constraints on the source of lunar cataclysm impactors" (Cuk et al., 2010, Icarus 207, 590–594)". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 216 (1): 359–362. doi:10.1016/j.icarus.2010.11.037. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  49. ↑ Ćuk, Matija; Gladman, Brett J.; Stewart, Sarah T. (2011-11). "Rebuttal to the comment by Malhotra and Strom on "Constraints on the source of lunar cataclysm impactors"". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 216 (1): 363–365. doi:10.1016/j.icarus.2011.08.011. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  50. ↑ Fassett, C. I.; Head, J. W.; Kadish, S. J.; Mazarico, E.; Neumann, G. A.; Smith, D. E.; Zuber, M. T. (2012-12). "Lunar impact basins: Stratigraphy, sequence and ages from superposed impact crater populations measured from Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) data". Journal of Geophysical Research: Planets (ภาษาอังกฤษ). 117 (E12). doi:10.1029/2011JE003951. ISSN 0148-0227. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  51. ↑ Marchi, Simone; Bottke, William F.; Kring, David A.; Morbidelli, Alessandro (2012-04). "The onset of the lunar cataclysm as recorded in its ancient crater populations". Earth and Planetary Science Letters (ภาษาอังกฤษ). 325–326: 27–38. doi:10.1016/j.epsl.2012.01.021. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  52. ↑ Cuk, M. (2008). "Orbital Evolution of the Moon and the Lunar Cataclysm" (PDF). Workshop on the Early Solar System Impact Bombardment. 1439: 29. Bibcode:2008LPICo1439...29C.
  53. ↑ Ćuk, Matija; Gladman, Brett J. (2009-02). "The fate of primordial lunar Trojans". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 199 (2): 237–244. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.022. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  54. ↑ Bottke, William F.; Levison, Harold F.; Nesvorný, David; Dones, Luke (2007-09). "Can planetesimals left over from terrestrial planet formation produce the lunar Late Heavy Bombardment?". Icarus (ภาษาอังกฤษ). 190 (1): 203–223. doi:10.1016/j.icarus.2007.02.010. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  55. ↑ Ćuk, Matija; Hamilton, Douglas P.; Holman, Matthew J. (2012-11-11). "Long-term stability of horseshoe orbits: Long-term stability of horseshoe orbits". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ภาษาอังกฤษ). 426 (4): 3051–3056. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21964.x.
  56. ↑ Ito, Takashi; Malhotra, Renu (2006). "Dynamical transport of asteroid fragments from the ν6 resonance". Advances in Space Research (ภาษาอังกฤษ). 38 (4): 817–825. doi:10.1016/j.asr.2006.06.007.
  57. ↑ Volk, Kathryn; Gladman, Brett (2015-06-17). "CONSOLIDATING AND CRUSHING EXOPLANETS: DID IT HAPPEN HERE?". The Astrophysical Journal. 806 (2): L26. doi:10.1088/2041-8205/806/2/L26. ISSN 2041-8213.
  58. ↑ “Spitzer Observations of η Corvi : Evidence at ~1 Gyr for an LHB-Like Delivery of Organics & Water-Rich Material to the THZ of a Sun-Like Star.” C.M. Lisse, C.H. Chen, M.C. Wyatt, A. Morlok, P. Thebault, G. Bryden, D.M. Watson, P. Manoj, P. Sheehan, G. Sloan, T.M. Currie, Linar and Planetary Institute Science Conference Abstracts 42, (March 20, 2011), p. 2438, Bibcode:2011LPI....42.2438L.

แหล่งข้อมูลอื่น

[แก้]
เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=การระดมชนหนักครั้งหลัง&oldid=12096687"