زمین بیش از ۴.۶ میلیارد سال پیش از مخلوطی از گرد و غبار و گاز در اطراف خورشید جوان تشکیل شد. به لطف برخوردهای بی‌شمار بین ذرات گرد و غبار، سیارک‌ها و سایر سیارات در حال رشد زمین بزرگتر شد. بعد از آخرین برخورد عظیم در زمین که سنگ، گاز و غبار کافی را به فضا پرتاب کرد ماه تشکیل شد.
اگرچه سنگ‌هایی که اولین بخش‌های تاریخ زمین را ثبت می‌کنند، در طول بیش از چهار میلیارد سال زمین‌شناسی از بین رفته یا تغییر شکل داده‌اند، دانشمندان می‌توانند از سنگ‌های مدرن، نمونه‌های ماه و شهاب‌سنگ‌ها برای فهمیدن زمان و چگونگی شکل‌گیری زمین و ماه و اینکه در چه زمانی چه شکلی بوده‌اند، استفاده کنند.

زمین و ماه چگونه شکل گرفتند؟

زمین، مانند تمام سیارات دیگر منظومه شمسی، زندگی خود را به صورت دیسکی از گرد و غبار و گاز که به دور خورشید جوان می‌چرخید، آغاز کرد. ذرات گرد و غبار توسط نیروهای کشش به هم نزدیک شدند و توده‌هایی از سنگ را تشکیل دادند که به چیزی تبدیل شدند که دانشمندان آن را "سیاره‌های کوچک" می‌نامند، که ده‌ها تا صدها مایل قطر دارند و سپس با برخورد با یکدیگر به "پیش‌سیاره‌ها" به اندازه مریخ تبدیل شدند.
زمین از طریق آخرین برخورد بزرگ خود با یک جسم دیگر به اندازه مریخ به اندازه نهایی خود رسید. این آخرین برخورد، که به عنوان "برخورد تشکیل‌دهنده ماه" نیز شناخته می‌شود، آنقدر بزرگ بود که (علاوه بر افزودن مقدار زیادی ماده به زمین) انرژی کافی برای تبخیر مقداری از سنگ و فلز از هر دو جسم اولیه زمین و برخوردکننده وجود داشت. این بخار دیسکی در اطراف زمین تشکیل داد که در نهایت سرد شد و به هم چسبید و ماه را تشکیل داد.
درک چگونگی شکل‌گیری زمین و ماه برای کنار هم قرار دادن تاریخ منظومه شمسی و پاسخ به سوالاتی مانند مدت زمان تشکیل سیارات، جنس سیارات و آنچه یک سیاره را برای حیات مناسب می‌کند، مهم است. این موضوع همچنین دانشمندان سیاره‌شناس را در جستجوی سایر جهان‌های قابل سکونت (یا مسکونی!) در منظومه شمسی و فراتر از آن راهنمایی می‌کند!
این طرح هنری، ستاره‌ای بسیار جوان را نشان می‌دهد که توسط دیسکی از گاز و غبار احاطه شده است، مواد خامی که گمان می‌رود سیارات سنگی مانند زمین از آنها تشکیل شده‌اند.

زمین اولیه چگونه و چه زمانی شکل گرفت؟

دانشمندان اکنون فکر می‌کنند داستان زمین حدود ۴.۶ میلیارد سال پیش در ابری دیسکی شکل از گرد و غبار و گاز که به دور خورشید اولیه می‌چرخید، آغاز شد. این ابر از موادی تشکیل شده است که پس از تشکیل خورشید باقی مانده‌اند.
درون این دیسک، ذرات گاز و غبار با اندازه‌های مختلف با سرعت‌های کمی متفاوت به دور خورشید می‌چرخیدند و به آنها اجازه می‌دادند به یکدیگر برخورد کنند و به هم بچسبند. در نهایت، آنها از دانه‌های ریز غبار به تخته‌سنگ‌ها و سپس به "سیاره‌های کوچک" بزرگتری تبدیل شدند که قطر آنها از مایل‌ها تا صدها مایل متغیر بود.
از آنجا که این سیاره‌های کوچک بزرگتر از تخته‌سنگ‌ها بودند، گرانش کافی برای بیرون کشیدن سیاره‌های کوچک همسایه از مدار و جذب آنها از طریق برخورد را داشتند و این امر باعث می‌شد برخی از سیاره‌های کوچک بزرگتر و بزرگتر شوند تا اینکه به قطر هزاران مایل (تقریباً به اندازه ماه و مریخ) برسند.
کلید ماجرا شهاب‌سنگ‌ها هستند. شهاب‌سنگ‌ها انواع مختلفی از مواد را از سراسر منظومه شمسی به زمین می‌آورند تا دانشمندان بتوانند آنها را مطالعه کنند. این مواد شامل کندرول‌ها (قطعات ریز غبار و سنگ که از قبل از تشکیل سیارات باقی مانده‌اند) و قطعاتی از سیارک‌ها و خرده‌سیاره‌هایی که از فرآیند تشکیل سیاره باقی مانده‌اند، می‌شوند. عناصر رادیواکتیو مانند اورانیوم و هافنیوم در داخل مواد معدنی تشکیل‌دهنده این اجرام هنگام تشکیل به دام می‌افتند، که به دانشمندان سیاره‌شناسی اجازه می‌دهد سن آنها را تشخیص دهند.
با استفاده از این اندازه‌گیری‌ها و شبیه‌سازی‌های فیزیک برخورد غبار و خرده‌سیاره‌ها، دانشمندان سیاره‌شناسی و ستاره‌شناسان ثابت کرده‌اند که فرآیند تبدیل غبار به پیش‌سیاره ده‌ها میلیون سال طول می‌کشد.
اما مرحله نهایی تشکیل سیاره در منظومه شمسی ما ممکن است بسیار بیشتر طول کشیده باشد (تا صد میلیون سال یا بیشتر). این نه تنها آخرین اضافه شدن عمده مواد به زمین بود، بلکه رویدادی بود که ماه را تشکیل داد و این یکی از بحث‌برانگیزترین بخش‌های داستان است.

ماه چگونه شکل گرفت؟ 

دانشمندان چندین نظریه مختلف در مورد شکل‌گیری ماه ارائه داده‌اند. با این حال، داستانی که به بهترین وجه توسط تمام داده‌های موجود پشتیبانی می‌شود، این است که ماه در طی یک برخورد عظیم بین پیش-زمین و پیش-سیاره دیگری تقریباً به اندازه مریخ، که گاهی اوقات "تئا" نامیده می‌شود، شکل گرفته است.
در این نظریه، ماه از بقایای برخورد (مخلوطی از سنگ مذاب و گاز داغ) که در اثر برخورد به فضا پرتاب شده و به طور بالقوه دیسکی از مواد معروف به "سینستیا قمری" را تشکیل داده‌اند، تشکیل شده است.
نمونه‌هایی از سنگ ماه که توسط شهاب‌سنگ‌های قمری و فرودهای آپولو به زمین آورده شده‌اند، می‌توانند برای درک تاریخ ماه و رابطه آن با زمین از طریق شیمی مواد معدنی آنها استفاده شوند.
دانشمندان سیاره‌ای مانند پروفسور نیکولاس دافاس و پروفسور اندی دیویس در بخش علوم ژئوفیزیک دانشگاه شیکاگو، اندازه‌گیری‌های دقیقی از نمونه‌های قمری انجام می‌دهند تا دقیقاً مشخص کنند که از چه چیزی ساخته شده‌اند و ردپای شیمیایی فرآیندهای مختلف زمین‌شناسی مانند ذوب و اختلاط سنگ‌ها و تبخیر گازها را شناسایی کنند.
اولین سرنخ بزرگ در مورد منشأ ماه از اکسیژن می‌آید. اکسیژن، مانند بسیاری از عناصر دیگر، می‌تواند به اشکال مختلفی وجود داشته باشد که به عنوان ایزوتوپ شناخته می‌شوند. انواع مختلف شهاب‌سنگ‌هایی که از سیارک‌های باقی‌مانده در منظومه شمسی پس از تشکیل سیاره می‌آیند، نسبت‌های متفاوتی از هر یک از این ایزوتوپ‌های اکسیژن دارند. بنابراین، با اندازه‌گیری ایزوتوپ‌های اکسیژن یک سیاره مشخص، دانشمندان سیاره‌ای می‌توانند انواع مختلف سیارک‌هایی را که برای تشکیل سیاره با هم برخورد کرده‌اند، محاسبه کنند. نمونه‌های قمری ترکیب ایزوتوپ اکسیژن بسیار مشابهی با زمین دارند.
برخی از دانشمندان معتقدند که ایزوتوپ‌های اکسیژن مشابه هستند زیرا جسمی که به زمین برخورد کرده از همان مخلوط شهاب‌سنگ‌های خود زمین تشکیل شده است، که به طور بالقوه نشان می‌دهد که سیاره برخوردکننده در نزدیکی منظومه شمسی تشکیل شده است.
دانشمندان دیگر پیشنهاد می‌کنند که پس از برخورد، تمام اکسیژن توانست در بخار داغ اطراف زمین و ماه حرکت کند و تمام ایزوتوپ‌های مختلف اکسیژن را مخلوط کرده و هرگونه تفاوت اولیه بین زمین و تئا را پاک کند.
با این حال، تفاوت‌های زیادی نیز بین شیمی زمین و ماه وجود دارد. در دماهای بالایی که در طول برخوردهای سیاره‌ای به دست می‌آید، بسیاری از عناصری که ما به عنوان گاز به آنها عادت نداریم (مانند پتاسیم، روی و سدیم) می‌توانند به صورت بخار وجود داشته باشند. غلظت این عناصر "فرار" در سنگ‌های ماه بسیار کمتر از سنگ‌های روی زمین است.
یک احتمال این است که بقایای برخورد داغ مدت زمان زیادی برای تبخیر این عناصر داشته است تا اینکه به هم بچسبند و ماه را تشکیل دهند. فرضیه دیگر این است که وقتی ماه تشکیل شد، بسیار داغ و دارای اقیانوسی از ماگما عمیق بود (مانند زمین) و گرانش کم و فقدان جو در ماه، به عناصر فراری که نمی‌توانستند از یک جسم بزرگتر فرار کنند، اجازه تبخیر به فضا را داد.
توضیح هر دوی این شواهد بدون یک برخورد عظیم دشوار است. منشأ برخوردی برای ماه، دمای بالای مورد نیاز برای توضیح فقدان پتاسیم، روی و سدیم در ماه و همچنین فرصتی برای اختلاط زیاد بین زمین اولیه و موادی که به ماه تبدیل شدند را فراهم می‌کند. اما این برخورد چه زمانی رخ داد؟

ماه چه زمانی شکل گرفت؟

دانشمندان معتقدند که ماه در طی یک برخورد عظیم حدود ۶۰ تا ۱۷۵ میلیون سال پس از تولد منظومه شمسی شکل گرفته است. برای رسیدن به این تخمین، آنها می‌توانند از سنگ‌های زمین استفاده کنند.
با رشد سیارات کوچک، گرما در اثر برخوردهای مکرر و تجزیه رادیواکتیو عناصر درون مواد معدنی آنها آزاد می‌شود (به اندازه‌ای که باعث ذوب شدن شود). این امر به مواد با چگالی‌های مختلف اجازه می‌دهد تا از هم جدا شوند، فلزاتی مانند آهن و نیکل به داخل فرو می‌روند تا یک هسته تشکیل دهند و سنگ‌های سبک‌تر روی آن "شناور" می‌شوند.
در زمان برخوردی که باعث تشکیل ماه شد، زمین از قبل به این لایه‌های سنگی و فلزی تقسیم شده بود. با این حال، نیرو و گرمای شدید برخورد، زمین اولیه را دوباره ذوب کرد و سنگ و فلز جدا شده را دوباره مخلوط کرد. پس از این اختلاط، زمین هنوز به اندازه کافی داغ بود تا جداسازی دوباره رخ دهد و لایه‌های سنگی و فلزی جدیدی تشکیل شود.
هنگامی که سنگ و فلز با هم مخلوط می‌شوند، می‌توانند عناصر خاصی را با هم مبادله کنند. عناصری مانند هافنیوم ترجیح می‌دهند با سنگ مخلوط شوند تا با فلز. هافنیوم طی حدود 10 میلیون سال برای تشکیل تنگستن تجزیه می‌شود. اولین باری که زمین سرد شد و به لایه‌های سنگی و فلزی تقسیم شد، در اوایل تاریخ منظومه شمسی بود، بنابراین مقدار زیادی هافنیوم در لایه سنگی زمین وجود داشت زیرا هنوز زمان تجزیه به تنگستن را نداشت. در زمان وقوع برخورد تشکیل ماه، بخش زیادی از این هافنیوم اولیه به تنگستن تجزیه شده بود. عناصری مانند تنگستن ترجیح می‌دهند با فلز مخلوط شوند، بنابراین وقتی ضربه، زمین را دوباره ترکیب کرد، تنگستن تازه تشکیل شده به درون هسته فلزی فرو رفت. این امر یک لایه بیرونی سنگی با غلظت کمتر هافنیوم نسبت به قبل و یک هسته فلزی با تنگستن بسیار بیشتر در آن ایجاد کرد.
امروزه، تمام هافنیوم از بین رفته است زیرا در مقایسه با سن زمین، نیمه عمر کوتاهی دارد. با این حال، همه چیز از بین نرفته است. غلظت تنگستن در سنگ‌های زمین به زمان وقوع جدیدترین جداسازی به لایه‌های سنگ و فلز بستگی دارد. غلظت تنگستن در سنگ‌های زمین بسیار کم است که با جدا شدن فلز و سنگ در اوایل آن قابل توضیح باشد، به این معنی که چیزی باید لایه‌های زمین را دوباره ترکیب کرده باشد. بهترین توضیح برای گرما و انرژی مورد نیاز برای انجام این کار، یک برخورد عظیم حدود ۶۰ تا ۱۷۵ میلیون سال پس از تولد منظومه شمسی است.

زمین اولیه چه شکلی بود؟

پس از برخوردی که منجر به تشکیل ماه شد، زمین سیاره‌ای بسیار متفاوت از جهانی بود که امروزه می‌بینیم! در حالی که زمین امروزی اقیانوس‌هایی دارد که بخش زیادی از سطح آن را پوشانده‌اند، زمین اولیه پوشیده از اقیانوسی از ماگما بود - لایه‌ای از سنگ مذاب با عمق صدها مایل که توسط انرژی آزاد شده در طول برخورد ذوب شده بود. هرگونه آبی که وجود داشته باشد فقط به صورت بخار آب در جو وجود داشته است.
با گذشت زمان، پس از اینکه اقیانوس ماگما به اندازه کافی خنک شد تا یک سطح جامد تشکیل دهد، جو زمین توسط فوران‌های آتشفشانی و همچنین آب و سایر گازهایی که توسط دنباله‌دارها و شهاب‌سنگ‌هایی که به سطح برخورد می‌کنند، دوباره پر شد.
این همچنین اولین قدم به سوی توسعه تکتونیک صفحه‌ای در سیاره ما بود. تکتونیک صفحه‌ای، "صفحات" غول‌پیکر پوسته را توصیف می‌کند که به آرامی در طول صدها میلیون سال در اطراف سطح زمین حرکت می‌کنند. این نه تنها سنگ‌های جدیدی را در آتشفشان‌ها، جایی که صفحات از هم جدا می‌شوند، تولید می‌کند، بلکه می‌تواند سنگ‌ها را از سطح زمین و جو آن نیز به داخل، جایی که صفحات به هم می‌رسند، بازیافت کند. این فرآیند - که به عنوان "فرورانش" شناخته می‌شود - سنگ‌ها، آب و دی اکسید کربن به دام افتاده در مواد معدنی را به داخل زمین بازمی‌گرداند، جایی که می‌توانند فوران‌های آتشفشانی آینده را هدایت کنند و چرخه تکتونیکی صفحه‌ای را ادامه دهند.
برخی از دانشمندان سیاره‌ای معتقدند که تکتونیک صفحه‌ای برای توسعه حیات در یک سیاره ضروری است. دلیل این امر این است که تولید و تخریب مکرر پوسته توسط تکتونیک صفحه‌ای، هم دی اکسید کربن را به جو آزاد می‌کند و هم آن را حذف می‌کند و به حفظ دمای زمین در طول میلیاردها سال مشابه (و مناسب برای میکروب‌ها، ماهی‌ها و انسان‌ها!) کمک می‌کند.
با این حال، اینکه آیا یک سیاره تکتونیک صفحه‌ای دارد یا خیر، بسیار پیچیده‌تر از داشتن یک سطح جامد است و همچنین ممکن است به انواع و میزان سیارک‌ها، خرده سیاره‌ها و پیش‌سیاره‌های مختلفی که زمین از آنها ساخته شده است بستگی داشته باشد، زیرا مواد شیمیایی و مواد معدنی مختلف می‌توانند نحوه رفتار فضای داخلی سیاره را در طول میلیاردها سال تغییر دهند.

ماه اولیه چه شکلی بود؟

اکثر ما ماه را به عنوان مکانی متروک و خاکستری با دهانه‌های آتشفشانی و نه چیز دیگری تصور می‌کنیم، اما به طرز شگفت‌آوری در بیشتر تاریخ خود از نظر زمین‌شناسی فعال بوده است. مانند زمین، ماه با یک لایه ضخیم از سنگ مذاب روی سطح خود شروع به کار کرد.
با این حال، برخلاف زمین، سطح ماه برای تشکیل صفحات تکتونیکی خنک نشد. در عوض، پوسته ضخیمی دارد که تقریباً به طور کامل از یک ماده معدنی به رنگ روشن به نام فلدسپات تشکیل شده است. فلدسپات ماده اصلی است که مناطق روشنی را که امروزه می‌توانیم روی ماه ببینیم، که به عنوان ارتفاعات قمری نیز شناخته می‌شود، تشکیل می‌دهد. فلدسپات با خنک شدن اقیانوس ماگما متبلور شد و به اندازه کافی سبک بود که روی سطح ماه، روی سایر مواد معدنی و ماگمای باقی مانده شناور شود. (دانشمندان سیاره‌ای می‌توانند از این واقعیت که این پوسته فلدسپات روی ماه تشکیل شده اما روی زمین تشکیل نشده است، برای بررسی تفاوت‌ها در شیمی اولیه و شرایط خنک‌کننده بین این دو جرم و کسب اطلاعات بیشتر در مورد شکل‌گیری ماه استفاده کنند.)
با این حال، تشکیل پوسته فلدسپات پایان فعالیت زمین‌شناسی در ماه را نشان نداد. گرمای باقی مانده از برخورد، و همچنین گرمای بیشتر ناشی از عناصر رادیواکتیو، توانست سنگ را در اعماق ماه ذوب کند و آتشفشان‌های سطح آن را شعله‌ور سازد. این ذوب، بازالت را تولید کرد، نوعی سنگ تیره رنگ که معمولاً در آتشفشان‌های روی زمین امروزی در مکان‌هایی مانند هاوایی و ایسلند یافت می‌شود. بازالت صدها کیلومتر در سطح ماه پخش شد و "ماره" (به معنی "دریاها" در لاتین) را تا ضخامت یک مایل تشکیل داد. این ماره‌ها حدود ۱۶٪ از سطح ماه را پوشانده‌اند و با چشم غیرمسلح به عنوان تکه‌های تیره روی ماه قابل مشاهده هستند.

دانشمندان سیاره‌شناس با استفاده از تعداد دهانه‌های برخوردی روی سطوح مختلف می‌توانند بگویند که این مادیان‌های بازالتی جوان‌تر از ارتفاعات فلدسپار هستند. این مادیان‌ها در سطوح بالایی خود دهانه‌های کمتری نسبت به ارتفاعات دارند، زیرا زمان کمتری برای برخورد با سیارک‌ها و شهاب‌سنگ‌ها داشته‌اند. تصور می‌شود جوان‌ترین ماره‌ها تنها ۱.۱ میلیارد سال قدمت داشته باشند، به این معنی که آتشفشان‌ها هنوز دو میلیارد سال پس از اولین شواهد پذیرفته شده برای حیات روی زمین، روی ماه فوران می‌کردند!
یکی دیگر از ویژگی‌های ماه اولیه، مدار آن بود. امروزه، ماه هر ساله حدود ۱.۵ اینچ از زمین دورتر می‌شود. دانشمندان سیاره‌شناس فاصله بین زمین و ماه را به عقب در زمان محاسبه کرده‌اند و دریافته‌اند که ماه هنگام تشکیل، هفده برابر نزدیکتر (۱۴۰۰۰ مایل در مقابل ۲۵۰۰۰۰ مایل) بوده است.
این تغییر فاصله بین زمین و ماه، سرنخ مهمی در مورد جزئیات برخورد منجر به تشکیل ماه است، زیرا تغییر اندازه، سرعت و زاویه برخورد برخوردکننده‌ها در شبیه‌سازی‌های تشکیل ماه، مدار سیستم نهایی زمین-ماه را تغییر می‌دهد. دانشمندان سیاره‌ای باید شبیه‌سازی برخوردی پیدا کنند که نه تنها با شیمی ماه مطابقت داشته باشد، بلکه فاصله آن از زمین و سرعت چرخش اولیه آن را نیز نشان دهد.