مریخ

مریخ

مریخ چهارمین سیاره از سمت خورشید در منظومه شمسی است. این سیاره یکی از همسایه های نزدیک زمین در فضا می باشد. مانند بقیه اجرام موجود در منظومه شمسی عمر مریخ نیز در حدود 6/4 بیلیون سال تخمین زده می شود.

رومیان باستان به تقلید از یونانیان، نام خدای جنگ خود یعنی مارس را بر روی این سیاره گذاشتند. دلیل این نامگذاری رنگ سرخ تداعی کننده خون این سیاره است. سرخ بودن این سیاره به دلیل وجود مقادیر زیاد آهن در خاک آن می باشد.

 دانشمندان این سیاره را از طریق تلسکوپ های مستقر در زمین و فضا مشاهده کرده اند. سفینه هایی نیز تلسکوپ و تجهیزاتی دیگر را با خود به این سیاره برده اند. سفینه های نخستین طوری طراحی شده بودند که با گذر از کنار مریخ به مشاهده آن بپردازند. بعدها، سفینه هایی در مداری به دور مریخ شروع به گردش نموده و یا حتی بر سطح آن فرود آمده اند اما تا کنون هیچ انسانی پای بر روی این سیاره نگذاشته است.دانشمندان شواهدی را مبنی بر اینکه زمانی در سطح مریخ آب جریان داشته است، پیدا نموده اند. شواهدی شامل کانال ها، دره ها و آبگذرها بر سطح مریخ. اگر این بیان از شواهد درست باشد، این امکان وجود دارد که همچنان در لایه های زیرین این سیاره آب مایع یافت شود. ضمنا یک سفینه مقادیر زیادی از یخ را در سنگهای زیرین مریخ که بیشتر نزدیک قطب جنوب این سیاره می باشند کشف کرده است.

به علاوه، یک گروه از دانشمندان ادعا کرده اند که مدرکی پیدا نموده اند که نشان می دهد زمانی در مریخ موجودات زنده اقامت داشته اند. این مدرک شامل مواد موجود در سنگ های آسمانی پیدا شده در زمین می باشد. اما تشریح این گروه از این سنگ آسمانی هنوز نتوانسته است که بقیه دانشمندان را متقاعد کند.

سطح مریخ نشانه ها و خصوصیات برجسته ای از قبیل یک تنگه بسیار عمیق تر و بلند تر از تنگه های موجود در زمین و کوه هایی بسیار مرتفع تر از اورست دارد.

بر فراز سطح این سیاره اتمسفری وجود دارد که 100 مرتبه از اتمسفر زمین رقیق تر است. با این حال این اتمسفر به اندازه ای تراکم دارد که بتواند یک سیستم آب و هوایی شامل ابرها و بادها را ایجاد نماید. طوفانهایی مهیب همراه با گرد و خاک گاهی همه سطح این سیاره سرخ را در بر می گیرند.مریخ از زمین بسیار سرد تر است. دمای آن از 125- درجه سانتیگراد در نزدیک قطبها در فصل زمستان تا 20 درجه سانتیگراد در میان روز و نزدیک استوا متغیر است. میانگین دمای مریخ حدود 60- درجه سانتیگراد می باشد.

مریخ با زمین تفاوت های زیادی دارد و این تفاوت ها بیشتر از فاصله دور مریخ از خورشید و کوچکتر بودن آن نسبت به زمین ناشی می شود. میانگین فاصله مریخ از خورشید حدود 227.920.000 کیلومتر می باشد این فاصله تقریبا 5/1 برابر فاصله زمین تا خورشید است. میانگین شعاع مریخ 3.390 کیلومتر یعنی تقریبا نصف شعاع کره زمین می باشد.

 مشخصات مریخ

غروب خورشید در مریخ به سبب وجود ذرات ریز غبار در اتمسفر، درخشش خاصی ایجاد می نماید. این عکس از ترکیب چهار تصویری که رهیاب مریخ آنها را تهیه نموده است، ایجاد شده است.
عکس از ناسا

مدار و گردش

مانند دیگر سیارات منظومه شمسی مدار مریخ نیز به شکل بیضی می باشد. اما کشیدگی بیضی مدار مریخ از همه سیارات بیشتر است. فاصله مریخ تا خورشید در کمترین حالت 206.620.000 کیلومتر و در بیشترین حالت 249.230.000 کیلومتر می باشد. مریخ در هر 687 روز زمینی یک دور کامل به دور خورشید گردش می کند. این مدت زمان یکسال در مریخ است.

فاصله مریخ تا زمین به موقعیت هر دو سیاره در مدار خود بستگی دارد. کمترین فاصله بین این دو سیاره همسایه از یکدیگر 54.500.000 کیلومتر و بیشترین فاصله آنها از هم 401.300.000 کیلومتر میباشد.

مانند زمین، مریخ نیز حول محور طولی از غرب به شرق د رحرکت است. روز خورشیدی مریخ 24 ساعت و 39 دقیقه و 35 ثانیه طول می کشد. این مدت زمانیست که مریخ یک دور کامل حول محور خود نسبت به خورشید طی می کند.

محور طولی مریخ نسبت به صفحه مداری آن عمود نیست بلکه زاویه ای تقریبا برابر 19/25 درجه دارد. انحراف این سیاره باعث می شود که در زمانهای مختلف، تابش نور خورشید به قسمتهای مشخص، متغیر باشد. در نتیجه در مریخ نیز مانند زمین شاهد تغییر فصل می باشیم. 

 جرم و چگالی

 جرم مریخ معادل 10²⁰*42/6 تن می باشد این عدد را می توان به صورت 642 همراه با 18 صفر مقابل آن نوشت. جرم زمین حدودا 10 برابر جرم مریخ است. چگالی مریخ 933/3 گرم در هر سانتیمتر مکعب می باشد که این رقم تقریبا معادل 70 درصد چگالی زمین می شود.

 نیروی گرانش

 از آنجائیکه مریخ بسیار کوچکتر و کم جرم تر از زمین است لذا نیروی گرانش آن نیز از زمین ضعیف تر و تنها 38 درصد گرانش زمین می باشد. بنابراین اگر شخصی در سطح مریخ بایستد تصور می کند که 62 درصد از وزن خود را از دست داده است. همینطور اگر سنگی در مریخ رها شود بسیار کندتر از زمین به سطح سیاره می رسد.

 خصوصیات فیزیکی مریخ

 دانشمندان هنوز مطالب زیادی در مورد درون مریخ نمی دانند. یک روش خوب برای شناسایی درون این سیاره کار گذاشتن تجهیزات لرزه سنج در سطح مریخ است. این تجهیزات کوچکترین حرکات و تکان های سطح و درون سیاره را ثبت کرده و به این شکل به دانشمندان برای تشخیص آنچه که درون مریخ است کمک می کند. محققان اخیرا از این روش برای مطالعه درون زمین نیز استفاده کرده اند.

دانشمندان چهار منبع اصلی اطلاعاتی برای مطالعه درون سیاره سرخ دارند: 1) محاسبات شامل جرم، چگالی، گرانش و ویژگی های گردش مریخ. 2) دانش ما از دیگر سیارات. 3) آنالیز سنگ های آسمانی پیدا شده در زمین که از مریخ آمده اند. 4) اطلاعات جمع آوری شده توسط ماهواره هایی که دور مریخ در گردشند. آنها فکر می کنند که احتمالا مریخ نیز مانند زمین دارای سه لایه است: 1) پوسته سنگی 2) جبه ای متشکل از سنگهای متراکم تر که در زیر پوسته قرار گرفته است 3) هسته ای که بیشتر از آهن تشکیل شده است.

 پوسته

 دانشمندان بر این گمانند که میانگین ضخامت پوسته مریخ در حدود 50 کیلومتر می باشد. از آنجا که ارتفاعات بیشتر در نیمکره جنوبی قرار گرفته اند در نتیجه میتوان گفت که ضخامت پوسته نیمکره شمالی کمتر است.

بیشتر پوسته احتمالا از سنگهای آتشفشانی به نام بازالت تشکیل شده است. بازالت علاوه بر مریخ در سطح زمین و ماه نیز وجود دارد. بعضی دیگر از سنگهای سطح مریخ، به ویژه در نیمکره شمالی، آندزیت (Andesite) نام دارند. آندزیت نیز نوعی سنگ آتشفشانی است که در زمین نیز یافت شده است. مقدار سیلیکای موجود در این سنگ نسبت به بازالت بیشتر است. سیلیکا ترکیبی از سیلیکون و اکسیژن می باشد.

 جبه

 جبه مریخ نیز احتمالا شبیه به ترکیب های جبه زمین است. بیشتر جبه زمین متشکل از سنگی به  نام پرایدوتیت (peridotite) است. این سنگ عموما از سیلیکون، اکسیژن، آهن و منیزیوم تشکیل شده. فراوان ترین ماده معدنی در پرایدوتیت الیوین (olivine) می باشد.

منبع اصلی گرمای درون مریخ باید شبیه به زمین باشد یعنی فعل و انفعالات هسته ای اتمهایی مانند اورانیوم، پتاسیوم و تریوم. در حین این فعل و انفعالات، میانگین دمای جبه مریخ می تواند حدود 1500 درجه سانتیگراد باشد.

 هسته

 مریخ احتمالا دارای هسته ای با ترکیبات آهن، نیکل و سولفور است. چگالی مریخ به نوعی مبین اندازه هسته آن می باشد. چگالی این سیاره از زمین بسیار کمتر است. در نتیجه، شعاع هسته آن نیز نسبت به شعاع هسته زمین کوچکتر است. شعاع هسته مریخ احتمالا بین 1500 و 2000 کیلومتر می باشد.برخلاف زمین که هسته آن عمدتا مایع و مذاب است، هسته مریخ احتمالا به صورت جامد می باشد چرا که مریخ میدان مغناطیسی چشمگیری ندارد. میدان مغناطیسی تاثیری است که یک جسم مغناطیسی در اطراف و پیرامون خود ایجاد می نماید. حرکت یک سیاره با هسته مذاب منجر به شکل گیری میدان مغناطیسی در اطراف سیاره می گردد. اطلاعات به دست آمده توسط پیمایشگر سراسری (Global Surveyor) نشان می دهند که برخی از قدیمی ترین سنگهای موجود در سیاره مریخ در شرایطی شکل گرفته اند که میدان مغناطیسی شدیدی در محیط وجود داشته است. بنابراین، در گذشته دور، مریخ می توانسته است که دارای درونی داغ تر و هسته مذاب باشد.

 خصوصیات سطح مریخ

دره های مریخی با طولی حدود 4000 کیلومتر (تقریبا یک پنجم مسافت دور سیاره) با 10 کیلومتر عمق.
عکس از ناسا

 سطح مریخ دارای ویژگی های متعددی است که اغلب آنها در زمین نیز وجود دارند نظیر دشتها، دره ها، آتشفشانها، آبگذرها و یخ های قطبی. البته چاله هایی نیز در مریخ وجود دارند که در اثر برخورد سنگهای آسمانی با این سیاره به وجود آمده اند. این چاله ها به ندرت بر روی زمین دیده می شوند. گردی متمایل به رنگ قرمز تقریبا همه سطح این سیاره را فرا گرفته است.

 دشتها

 بسیاری از نواحی مریخ به صورت دشت می باشد. بیشتر این مناطق در نیمکره شمالی قرار گرفته اند. در قسمتهای شمالی نیمکره شمالی، مسطح ترین و صاف ترین مناطق منظومه شمسی قرار گرفته اند. صاف بودن این مناطق به احتمال قوی به این دلیل است که رسوبات به وجود آورنده آنها بوده اند. دلایل فراوانی وجود دارد که زمانی در سطح مریخ آب جاری بوده است. وجود آب مسبب تشکیل و جمع شدن رسوبات بوده است.

 دره ها

 در امتداد استوا نمادی چشمگیر در این سیاره قرار گرفته است. یک مجموعه بزرگ از دره ها به نام دره های مریخی. سفینه فضایی مارینر 9 در سال 1971 این پدیده را در سطح مریخ کشف نمود. دره از شرق به غرب کشیده شده و طول آن حدود 4000 کیلومتر یعنی به اندازه عرض استرالیا و یا به اندازه فاصله بین فیلادلفیا تا سندیگو است.

دانشمندان بر این باورند که این سیستم بر اثر شکاف خوردن قسمتی از پوسته ایجاد شده است. دره های منحصر به فرد در مجموعه دره های مریخی عرضی به بزرگی 100 کیلومتر دارند. دره ها در قسمت مرکزی، جاییکه 600 کیلومتر عرض دارد به یکدیگر وصل می شوند. عمق دره ها در برخی نقاط به 8 تا 10 کیلومتر می رسد.

کانال های بزرگی در انتهای شرقی دره ها به چشم می خورند و همچنین در برخی نقاط، دره ها لایه های رسوبی دارند. وجود این کانالها و رسوبات حاکی از این است که زمانی قسمتهایی از این دره ها پر از آب بوده است.

 آتشفشانها

 مریخ بزرگترین کوه های آتشفشانی موجود در منظومه شمسی را در خود جای داده است. بلندترین آنها الیمپوس(Olympus)، ارتفاعی معادل 27 کیلومتر و قطری به اندازه 600 کیلومتر دارد که با دشتهای مسطح احاطه شده است. سه آتشفشان بزرگ دیگر مریخ آرسیا (Arsia)، آسکرئوس (Ascraeus) و پاونیز (Pavonis) نام دارند و در منطقه مرتفعی به نام تارسیس (Tharsis) قرار گرفته اند.

همه این آتشفشانها، مانند آتشفشانهای هاوایی، دارای شیبی هستند که به تدریج زیادتر می شود. مریخ همچنین انواع زیاد دیگری از آتشفشانها را دارا می باشد. از تپه های مخروطی کوچک تا دشتهای پوشیده شده با مواد مذاب منجمد شده. دانشمندان نمی دانند که آخرین فوران آتشفشانی چه زمانی در مریخ به وقوع پیوسته است اما فورانهای جزئی ممکن است همچنان در این سیاره به وقوع بپیوندد.

 چاله ها و حوزه های برخوردی

 بسیاری از سنگ های آسمانی که در طول تاریخ سیاره مریخ با آن برخورد کرده اند منجر به ایجاد چاله هایی در سطح این سیاره شده اند. این چاله های برخوردی به دو دلیل در زمین بسیار اندک می باشند:1) چاله هایی که قبلا ایجاد شده اند در اثر فرسایش از بین رفته اند. 2) اتمسفر متراکم زمین مانع برخورد سنگها و در نتیجه تشکیل چاله ها می گردد.چاله های موجود در سطح مریخ بسیار شبیه به چاله های موجود در ماه، عطارد و دیگر اجرام منظومه شمسی است. چاله ها عمیق و کاسه ای شکلند. چاله های بزرگتر می توانند دارای قله های مرکزی باشند که در اثر ارتجاع پوسته پس از برخورد به وجود می آیند.در مریخ، شمار چاله ها از جایی به جای دیگر به شدت متغیر است. سطح مریخ در نیمکره جنوبی بسیار قدیمی و در نتیجه دارای چاله های بسیار زیادی است. بقیه جاها به ویژه در نیمکره شمالی جوانتر و دارای تعداد کمتری چاله می باشد.برخی از کوه های آتشفشانی نیز دارای چاله هایی می باشند و این امر نشان دهنده این است که زمان زیادی از فوران آنها نگذشته است. مواد مذاب آتشفشانها می تواند همه چاله های موجود را بپوشاند. پس زمان زیادی از آخرین فوران ها نگذشته است چون در غیر اینصورت تعداد چاله ها بر روی کوه های آتشفشانی بیشتر بود.

در اطراف برخی از چاله ها رسوبات غیر معمولی به چشم می خورد. این رسوبات موادی می باشند که به هنگام برخورد سنگ آسمانی از چاله تشکیل شده به بیرون پرتاب شده اند. این شکل از رسوبات می تواند مبین این باشد که سنگ آسمانی به هنگام برخورد با آب و یا یخ در زیر زمین مواجه شده است.مریخ تعدادی چاله بسیار بزرگ دارد. بزرگترین این چاله ها پلانیتیا (Planitia) به معنای دشت یا حوزه پائین نام گرفته است. این چاله در نیمکره جنوبی قرار دارد و قطر آن 2300 کیلومتر می باشد. کف این چاله 9 کیلومتر پائین تر از سطح است.کانالها، دره ها و آبگذرهایی که در نتیجه سایش و فرسایش آب به وجود می آیند در بسیاری از مناطق مریخ به چشم می خورند. از مهمترین این شواهد می توان به "کانال های طغیان" اشاره نمود. این کانالها می توانند عرضی معادل 100 کیلومتر و طولی به اندازه 2000 کیلومتر داشته باشند. گمان می رود که این کانالها در پی سیلهایی مهیب شکل گرفته باشند. در بسیاری موارد به نظر می رسد که آب به طور ناگهانی در این مناطق از زیر زمین فوران کرده است.در نواحی دیگری از مریخ پدیده های بسیار کوچکتری به نام شبکه های دره ای وجود دارند. این شبکه ها بسیار شبیه به سیستم های رودخانه ای در روی زمین می باشند. شبکه های دره ای مریخ عرضی برابر چندین کیلومتر و طولی برابر چند صد کیلومتر دارند. این شبکه ها به نوعی پدیده هایی باستانی در مریخ به حساب می آیند. وجود آنها می تواند بیانگر این باشد که روزگاری هوا در مریخ به قدری گرم بوده که امکان وجود آب به شکل مایع وجود داشته است.آبگذرها از شبکه های دره ای نیز کوچکترند. آنها اغلب در ارتفاعات قرار دارند. احتمالا وجود آنها بر اثر تراوشات آب از زیر زمین به سطح، ظرف چند میلیون سال پیش می باشد.

 رسوبات قطبی

 جالب ترین پدیده در مناطق قطبی مریخ، توده های ضخیمی از لایه های رسوبی مواد می باشد. دانشمندان بر این باورند که این لایه ها با ترکیبی از یخ آب و ذرات خاک تشکیل شده اند. این رسوبات تا ارتفاع 80 درجه از هر دوقطب گسترش یافته اند.احتمالا اتمسفر در طی مدتهای طولانی منجر به رسوب لایه هایی گردیده است. این لایه ها ممکن است مدارکی برای فعالیتها و تغییرات فصلی آب و هوا در طی گذشت زمانهای بسیار طولانی باشد. یکی از احتمالات تغییر آب و هوا در مریخ تغییر زاویه محور طولی این سیاره می باشد. این تغییرات منجر به تغییر مقدار تابش نور خورشید به قسمتهای مختلف سیاره و در نتیجه تغییرات کلی آب و هوا در مریخ می گردد. مقدار رسوباتی که اتمسفر ایجاد می کند با تغییرات گذشته در آب و هوا ارتباط مستقیم دارد.در بالای لایه های رسوبی موجود در هر دو نیمکره کلاهک یخ آب وجود دارد که در تمام سال به شکل یخ باقی می مانند. این لایه ها و کلاهک روی آنها چندین کیلومتر ضخامت دارد.در فصل زمستان کلاهک های فصلی که از لایه های یخ زده تشکیل می شوند نیز ظاهر می گردند. این کلاهک ها به خوبی توسط تلسکوپ های مستقر بر روی زمین قابل رویت می باشند. کلاهک های فصلی شامل دی اکسید کربن منجمد یا یخ خشک که از دی اکسید کربن موجود در اتمسفر به وجود می آید، می باشد. در سردترین روزهای زمستان این لایه ها تا ارتفاع 45 درجه به سمت استوا گسترش می یابند.

 اتمسفر

 اکسیژن موجود در اتمسفر مریخ در قیاس با زمین بسیار اندک است. این گاز تنها 13/0 درصد از کل اتمسفر مریخ را تشکیل می دهد در حالیکه 21 درصد از جو زمین ما از اکسیژن تشکیل شده است. دی اکسید کربن 3/95 درصد از اتمسفر این سیاره را شامل می شود. بقیه گازها عبارتند از نیتروژن، 7/2 درصد، آرگون، 6/1 درصد، مونوکسید کربن، 07/0 درصد و بخار آب، 03/0 درصد.

 فشار

 در سطح مریخ، فشار جو عمدتا حدود تنها 7/0 کیلوپاسکال یعنی تقریبا 7/0 درصد فشار جوی سطح زمین می باشد. با تغییر فصل در مریخ این مقدار بین 20 تا 30 درصد دستخوش تغییر می گردد.

در هر زمستان تغلیظ گاز دی اکسید کربن در قطبها منجر به کاخش میزان این گاز در اتمسفر می گردد. در نتیجه فشار هوا به شکل قابل ملاحظه ای کم می شود. متضاد این فرایند در فصل تابستان صورت می گیرد. علاوه بر تغییرات فصلی، در طی روز نیز بنا به تغییر شرایط آب و هوا فشار اتمسفر نیز تغییر می کند. این پدیده در سیاره زمین نیز رخ می دهد.

 دما

 سردترین قسمتهای مریخ در ارتفاعات 65 تا 125 کیلومتری آن می باشد. در این ارتفاعات دمای هوا 130- درجه سانتیگراد است. با کم شدن ارتفاع نسبت به سطح، دما افزایش یافته و در طی روز به 30- تا 40- درجه سانتیگراد می رسد.

دمای اتمسفر مریخ در زمانهایی که با مقدار زیادی گرد و خاک آمیخته شده است، می تواند گرمتر از مواقع عادی باشد. گرد و خاک نور خورشید را جذب کرده و بیشتر آنرا به گازهای موجود در اتمسفر منتقل می نماید.

 ابرها

 در جو مریخ، ابرهایی ساخته شده از ذرات یخ زده دی اکسید کربن در ارتفاعات بالا شکل می گیرند. به علاوه تشکیل ابر و مه با ذرات یخ آب بسیار رایج است. بیشترین زمانی که مه در هوا وجود دارد اوایل صبح می باشد. در آن زمان هوا در سردترین حالت خود است درنتیجه بخار آب غلیظ می گردد.

 باد

 اتمسفر مریخ، مانند زمین، یک چرخه عمومی و الگوی بادی که همه سیاره را در می نوردد، دارد. دانشمندان با مشاهده حرکات باد و تغییرات آن به مطالعه الگوی وزش آن پرداخته اند.

چرخه عمومی وزش باد در مریخ با دلیلی مشابه فرایند تشکیل باد در سیاره زمین شکل می گیرد. خورشید ارتفاعات پائین تر اتمسفر را بیش از ارتفاعات بالای آن گرم می کند. هوای گرم به بالا می رود، و هوای سرد به پایین آمده و جای هوای گرم را می گیرد. این روند ادامه پیدا کرده و منجر به تشکیل باد می شود.

در مریخ، تغلیظ و تبخیر گاز دی اکسید کربن در قطبها تاثیر بسزایی در چرخه کلی دارد. با شروع زمستان، دی اکسید کربن موجود در جو در دو قطب متمرکز و غلیظ می شود. در نتیجه دی اکسید کربن بیشتری به سمت قطبها برای پر شدن جای خالی این گاز جریان می یابد. وقتی بهار از راه می رسد، دی اکسید کربن یخ زده بخار می شود و در نتیجه این گاز به سمتی دور از قطبها جریان پیدا می کند.

بادهایی که در سطح مریخ می وزند عمدتا آرامند و سرعتی در حدود 10 کیلومتر در ساعت دارند. دانشمندان تندبادهایی با سرعت 90 کیلومتر در ساعت را نیز مشاهده کرده اند. با اینحال نیروی این تندبادها بسیار کمتر از تندبادهای مشابه از لحاظ سرعت در زمین می باشد. چرا که چگالی و تراکم اتمسفر مریخ از اتمسفر زمین بسیار کمتر است.

 طوفان خاک

 یکی از بارزترین جلوه های آب و هوایی در مریخ وزش بادهای همراه با گرد و خاک است. گردبادهای کوچک می توانند برای مدت کوتاهی خاک را از سطح سیاره بالا ببرند. این بادهای کوچک شبیه به گردبادهای زمینی هستند.

طوفانهای شدید خاک زمانی آغاز می شوند که باد گرد و خاک را با خود تا اتمسفر بالا ببرد. در این هنگام هوای پیرامون ذرات خاک به دلیل جذب نور خورشید گرم می شود. هنگامیکه هوای گرم به بالا می رود، باد شدیدتر می شود و گرد و خاک بیشتری را نیز با خود به بالا می برد. در نتیجه طوفان شدید و شدیدتر می شود.

در مقیاسهای شدیدتر، طوفان خاک می تواند منطقه ای بیش از 320 کیلومتر و یا حتی تا چندین هزار کیلومتر را در بر گیرد. طوفانهای بزرگتر می توانند همه سطح سیاره را در فرا بگیرند. چنین طوفانهایی غیر معمول هستند اما می توانند تا ماهها ادامه داشته باشند. شدیدترین طوفانها قادرند همه سطح سیاره را غیر قابل رویت نمایند. چنین طوفانهایی یکبار در سال 1971 و بار دیگر در سال 2001 وزیدند.

طوفانهای شن بیشتر در زمانهایی که فاصله مریخ از خورشید کم است رخ می دهند. دلیل این امر نیز این است که در آن زمانها خورشید بیشتر اتمسفر را گرم می نماید.

قمر ها

 مریخ دو قمر کوچک به نامهای فوبوس (Phobos) و دیموس (Deimos) دارد. ستاره شناس آمریکایی آزف هال (Asaph Hall) در سال 1877 این دوقمر را کشف نمود و نامهای پسران آرس (Ares ،خدای جنگ یونانیان) را بر آنها نهاد. هر دوی این قمر ها دارای شکلی غیر متعارف و غیر هندسی می باشند. بزرگترین قطر فوبوس 27 کیلومتر و بزرگترین قطر دیموس 15 کیلومتر می است.

هر دو قمر دارای چاله های فراوانی می باشند که در اثر برخورد سنگهای آسمانی با آنها تشکیل شده اند. سطح قمر فوبوس دارای شیارهای پیچیده ایست. این شیارها احتمالا ترکهایی هستند که پس از برخورد بزرگترین سنگ آسمانی با این قمر به وجود آمده اند.

دانشمندان هنوز نمی دانند که این دو قمر در کجا تشکیل شده اند. دو احتمال وجود دارد. یا هر دوی آنها همزمان با تشکیل خود سیاره به وجود آمده اند. یا این دو قمر در حقیقت سنگ های آسمانی سرگردانی بوده اند که در میدان گرانش مریخ گیر افتاده اند. رنگ فوبوس و دیموس خاکستری تیره و تقریبا همرنگ بقیه سنگهای آسمانی می باشد.

 تکامل مریخ

 دانشمندان دانشی کلی در مورد تکامل این سیاره از 6/4 بیلیون سال پیش تا کنون دارند. این دانش با مطالعه چاله ها و دیگر پدیده ها و مشخصات سطح این سیاره به دست آمده است. پدیده هایی که در دوران مختلف تکامل به وجود آمده اند همچنان در سطح این سیاره موجودند. محققین یک سناریوی تکامل برای این سیاره تهیه نموده اند که در برگیرنده ابعاد، شکل و مکان پدیده های سطح آن می باشد.

دانشمندان نسبت دوره های زمانی مناطق موجود در سطح را با توجه به چاله های برخوردی مشاهده شده، دسته بندی کرده اند. هر چه در یک منطقه تعداد چاله بیشتر باشد، عمر آن منطقه نیز بیشتر است.

با اینحال دانشمندان هنوز نمی توانند تشخیص دهند که هر یک از دوره های تکامل دقیقا چه زمانی رخ داده اند. برای این کار آنها به دانستن سن سنگهای موجود در سطح مریخ، که در دوره های مختلف تشکیل شده اند، نیاز دارند. آنها باید این سنگها را در آزمایشگاه های پیشرفته آنالیز نمایند ولی متاسفانه تا کنون هیچ سنگی از مریخ توسط سفینه ها به زمین آورده نشده است.

دانشمندان طول عمر مریخ را به سه دوره زمانی تقسیم کرده اند. 1) نواکیان (Noachian). 2) هسپرین (Hesperian). 3) آمازونین (Amazonian). هر دوره با نام منطقه ای که در همان دوره تشکیل شده ، نام گرفته است.

دوره نواکیان بر اساس منطقه نواکیس (Noachis) که منطقه ای مرتفع در نیمکره جنوبی است نام گرفته. در طول دوره نواکیان، تعداد بیشماری اجرام سنگی در ابعاد مختلف با مریخ برخورد کرده اند. برخورد این اجرام چاله هایی در ابعاد گوناگون در منطقه ایجاد کرده است. در این دوره همچنین چندین آتشفشان عظیم فعال بوده اند.

به علاوه در این دوره فرسایش سطح توسط آب منجر به شکل گیری شبکه های دره ای در مریخ شده است. وجود این شبکه بیان گر این است که دمای مریخ در دوره نواکیان بسیار گرمتر از دمای کنونی سیاره بوده است.

دوره هسپرین

 بمباران های شدید دوره نواکیان تدریجا به پایان رسید و دوره هسپرین آغاز شد. این دوره بنا به منطقه هسپریا پلانیوم (Hesperia Planum) اینچنین نامگذاری شده است. دشتی مرتفع در عرضهای پائین جغرافیایی نیمکره جنوبی.

در طی دوره هسپرین فعالیتهای آتشفشانی ادامه داشته اند و مواد مذاب بیشتر چاله های به وجود آمده در دوره نواکیان را پوشاندند. اغلب بزرگترین کانالهای موجود در سیاره مربوط به دوره هسپرین می باشند.

دوره آمازونین همراه با تشکیل چاله های کوچک است و تا به امروز ادامه یافته است. نام این دوره بر اساس نام منطقه آمازونیس پلانیتیا(Amazonis Planitia)، که دشت کم ارتفاعی در عرضهای پائین جغرافیایی نیمکره شمالی است گرفته شده.

فعالیتهای آتشفشانی در این دوره نیز ادامه داشته اند و برخی از بزرگترین آتشفشانها مربوط به این دوره هستند. جوانترین عناصر موجود در مریخ، شامل رسوبات یخ در قطبها نیز به این دوره تعلق دارند.

 امکان وجود حیات

 احتمالا روزگاری در مریخ حیات وجود داشته است. حتی ممکن است موجودات زنده هنوز در این سیاره دوام آورده و وجود داشته باشند. مریخ تقریبا به طور قطعی سه عامل اصلی را که دانشمندان برای وجود حیات ضروری می دانند دارا می باشد: 1) عناصر شیمیایی مانند کربن، هیدروژن، اکسیژن و نیتروژن 2) منبع انرژی 3) آب مایع.

عناصر شیمیایی در طول تاریخ این سیاره همیشه در آن وجود داشته اند. نور خورشید نیز منبع انرژی به حساب می آید. علاوه بر نور خورشید گرمای درون سیاره نیز نوعی منبع انرژی ثانوی است. در زمین، گرمای درونی سیاره ما، زندگی گونه های زیستی اعماق دریا و شکاف پوسته ها را تضمین می کند.

آب مایع به شکلی واضح مسبب به وجود آمدن پدیده های سطح مریخ از جمله کانالهای بزرگ، دره های کوچک و آبگذرهای جوان آن است. به علاوه مقادیر زیادی یخ آب در نزدیک قطب جنوب و احتمالا قطب شمال آن وجود دارد. بنابراین آشکار است که زمانی آب مایع در این سیاره جاری بوده است. احتمالا امروزه در زیر لایه های رویی این سیاره آب مایع هنوز یافت می شود.

در سال 1996، گروهی به سرپرستی دیوید مک کی (David S. McKay)، زمین شناس مرکز فضایی جانسون ناسا در هوستون، اعلام نمودند که مدرکی از وجود جانوران میکروسکوپی در مریخ پیدا کرده اند. آنها این مدرک را در درون یک قطعه سنگ آسمانی که خود را به زمین رسانده بود، کشف کردند. این قطعه سنگ به احتمال زیاد در اثر برخورد سنگی بزرگتر با مریخ از سطح این سیاره کنده شده و پس از میلیونها سال سفر در فضا سرانجام وارد جو زمین شده است.

 این مدرک شامل مولکولهای بنیانی پیچیده، ذراتی از نوعی ماده معدنی به نام مگنتیت (magnetite) که درون برخی از انواع باکتریها تشکیل می شود و سازه های بسیار ریزی که فسیلهای میکروسکوپی هستند می باشد. استنتاج دانشمندان جدال آمیز است اما در هر صورت تا کنون برای اثبات وجود حیات در مریخ هیچ توافق علمی جامعی پیدا نشده است.

منظومه به مجموعه اي از اجرام سنگين و سياراتي گفته ميشود كه همگي به دور يك ستاره در حال گردشند.

ما با منظومه شمسي به خوبي آشناييم. منظومه اي مشتمل از زمين و هفت سياره اصلي و خورشيد. علاوه بر سيارات اجرام كوچك فراواني در منظومه شمسي گرد خورشيد در حركتند از جمله كوتوله ها، سنگ هاي آسماني و ستاره هاي دنباله دارو همينطور ابرهاي نازكي از گازها و غبار كه به آنها ابرهاي ميان سياره گفته مي شود. بيش تر از 100 قمر طبيعي نيز در اين منظومه در چرخشند.

به جز خورشيد، زمين و ماه اجرام بسيار ديگري نيز وجود دارند كه با چشم غير مسلح قابل رصدند از جمله سيارات عطارد، زهره، مريخ، مشتري و زحل همينطور شهاب سنگ ها و ستارگان دنباله داري كه به طور موقت قابل مشاهده اند.
اجرام بسيار زياد ديگري نيز توسط تلسكوپ ها در منظومه شمسي رصد شده اند.

از سال 1990 ستاره شناسان سيارات زياد ديگري در اطراف ستاره هاي دوردست كشف نموده اند. با مطالعه بر روي اين اجرام و نحوه گردششان به دور ستاره مركزي، دانشمندان اميدوارند اطلاعات كلي تر و جامعي در خصوص منظومه ها به دست آورند. براي مثال مي دانيم كه درمنظومه ما چهار سياره كوچك با سطوح سخت و نزديك به خورشيد به نامهاي عطارد، زهره، زمين و مريخ همينطور چهار سياره غول پيكر با سطوح غير جامد گازي در فاصله دورتر از خورشيد به نامهاي مشتري، زحل، اورانوس و نپتون وجود دارند اما كشف ستاره اي كه داراي چندين سياره غول پيكر گازي كه در مدارهاي نزديك به آن ستاره در گردشند مايه حيرت دانشمندان و ستاره شناسان گرديد. براي مثال يك سياره تقريبا به اندازه مشتري حول مداري به دور ستاره 51 پگاسي (51 Pegasi) كشف شده. فاصله مدار اين سياره تا ستاره نسبت به فاصله مدار سياره عطارد در منظومه شمسي به خورشيد، كمتر است.

منظومه شمسي

خورشيد بزرگترين و مهمترين جرم آسماني در منظومه شمسي است كه 8/99 درصد جرم منظومه شمسي را به خود اختصاص داده است.بيشتر گرما، نور و انرﮊي لازم براي تشكيل و ادامه حيات توسط خورشيد تامين مي شود. لايه هاي بيروني خورشيد داغ و متلاطم است. گازهاي داغ و ذرات باردار پيوسته از اين لايه به فضا متساطع مي شوند. اين جريان گازها و ذرات، بادهاي خورشيدي را ايجاد مي كنند كه بر همه چيز در منظومه شمسي مي وزند.

طبق قانون كپلر(Johannes Kepler) ستاره شناس آلماني در اوايل قرن 17 سيارات در مدارهايي بيضي شكل حركت مي‌كنند كه خورشيد در يكي از كانونهاي آن قرار دارد.

چهار سياره داخلي (نزديك به خورشيد) عمدتا حاوي آهن مي باشند. به اين چهار سياره، زميني ها گفته مي شود چون از لحاظ اندازه و تركيبات بسيار شبيه زمينند. چهار سياره بيروني (دورتر از خورشيد) گلوله هاي عظيم گاز هستند. تقريبا بيشتر جرم آنها را هيدروﮊن و هليم تشكيل مي دهد كه همين امر باعث گرديده كه اين سيارات بيشتر شبيه خورشيد باشند تا زمين. لايه هاي زيرين اين سيارات ابرهاي ضخيم از گازست ولي ممكن است هسته بعضي از آنها جامد باشد.

سياره ها ي كوتوله يا سياركها اجرام گرد كوچكي هستند كه دور خورشيد مي چرخند. بر خلاف سيارات اين اجرام كوچك نيروي گرانش قابل ملاحظه اي براي تاثير گذاري بر حركت اجرام ديگر ندارند. اين سياركها اغلب به همراه دسته هايي از اجرام آسماني كوچك تر از خود در حركتند. به عنوان مثال در مداري به نام كمربند اصلي كه مابين مدارهاي مريخ و مشتري قرار دارد ميليونها جرم كوچك آسماني و سياره كوتوله در گردشند.

سياركهاي ديگري نيز در مداري به نام كمربند كايپر(Kuiper)، دورتر از مدار نپتون در گردشند. اين مدار يكپارچه مملو از اجرام كوچك نظير شهاب سنگها و اجرام يخ زده و غيره است. در مقايسه با سياره ها، اجرام موجود در كمربند كايپر به حركات و گردش نامنظم درمدار خود گرايش دارند. از جمله سياركهاي موجود در اين منطقه مي توان به پلوتو و 2003 يو بي 313 (2003 UB313) كه از پلوتو بزرگتر است نام برد.

به جز عطارد و زهره بقيه سيارات منظومه شمسي داراي قمر مي باشند. سيارات دروني (سياره هاي نزديك به خورشيد) قمرهاي كمي دارند. زمين يك قمر و مريخ داراي دو قمر كوچك است اما سيارات بيروني (سياره هاي دور از خورشيد) با تعداد زياد قمرهايشان، هر كدام مثل يك منظومه مي باشند. مشتري داراي حداقل 63 قمر است. از بين اين قمرها، چهار قمر كه از همه بزرگترند به نام گاليله (Galileo) ثبت شده اند. اين ستاره شناس ايتاليايي د رسال 1610 موفق به كشف آنها با يكي از بدوي ترين تلسكوپ ها شد.

بزرگترين قمر مشتري كه بزرگترين قمر موجود در منظومه ما نيز مي باشد گانيمد (Ganymede) نام دارد. اين قمر از عطارد نيز بزرگتر است. سياره زحل داراي حداقل 56 قمر مي باشد. بزرگترين قمر زحل، تيتان (Titan)، جوي ضخيم تر از جو زمين دارد و از عطارد بزرگتر است. اورانوس حداقل 27 قمر دارد و نپتون داراي 13 قمر است. احتمال وجود قمرهاي بيشتر حول سياره هاي غول پيكر بيروني كه هنوز كشف نشده باشند بسيار زياد است.

بعضي از سيارك ها و اجرام كوچك آسماني نيز داراي قمر هستند. پلوتو داراي قمريست كه نصف خود اين سياره كوتوله است و " 2033 يو بي 313 " قمري دارد كه تقريبا يك هشتم آن است.
حلقه اي از غبار و اجرام كوچك پيرامون همه سياره هاي غول پيكر را وجود دارد. حلقه زحل براي ما آشناترين حلقه است اما حلقه هاي باريكي نيز حول مشتري ، اورانوس و نپتون وجود دارند.

ستاره هاي دنباله دار، توپهاي يخي هستند كه ساختمان آنها متشكل از يخ و سنگ است. زمانيكه يكي از اين توپهاي يخي به خورشيد نزديك مي شود، بخشي از يخهاي موجود در مركز آن بخار مي شوند اين بخار تحت تاثير بادهاي خورشيدي قرار گرفته و به شكل دنباله اي براي توپ يخي در مي آيد و به اين شكل ستاره اي دنباله دار به وجود مي آيد.

ستاره شناسان ستاره هاي دنباله دار را در دو گروه اصلي طبقه بندي كرده اند. گروه دوره طولاني، كه بيش از 200 سال طول مي كشد تا يك دور كامل حول خورشيد بزنند و گروه دوره كوتاه كه دور خود را در مدت زماني كمتر از 200 سال طي مي كنند.

ستاره هاي دنباله دار اين دو گروه متعلق به دو منطقه متفاوت در منظومه شمسي هستند. ستاره هاي گروه دوره طولاني در منطقه اي به نام ابر اورت (Oort) مستقرند. ابر اورت نام گروهي از ستاره هاي دنباله داريست كه در فاصله اي دورتر ازمدار پلوتو قرار گرفته اند. نام اين منطقه از نام ستاره شناس آلماني، جان اورت (Jan H. Oort) گرفته شده است. وي براي اولين بار حضور اين ابر را اعلام نمود. ستاره هاي دنباله دار دوره كوتاه در كمربند كايپر هستند. در هر دو منطقه ابر اورت و كمربند كايپر، اجرامي ديده مي شود كه مربوط به دوره شكل گيري سيارات در منظومه شمسي است.

سياره هاي كوچك ديگري نيز در اين منظومه حضور دارند كه در واقع سنگهاي آسمانيند. مدار بعضي از اين اجرام بيضي شكل است و به قسمتهاي دروني تر از مدار زمين و حتي مدار عطارد نيز مي رسند. مدار بعضي ديگر دايره شكل است و در فضاهايي ميان مدارهاي سيارات بيروني قرار دارد. بيشتر اين اجرام در فضايي به نام كمربند سنگهاي آسماني، در فضايي بين مدارهاي سياره هاي مريخ و مشتري در حال گردش به دور خورشيدند. اين منطقه شامل بيش از 200 سنگ آسماني مي باشد كه قطر آنها بيش از 100 كيلومتر(60 مايل) است. دانشمندان تخمين مي زنند كه بيش از000/750 سنگ آسماني با قطر بيش از 1 كيلومتر (5/3 مايل) و ميليون ها سنگ كوچك تر در اين كمربند وجود دارند. در اين منطقه حتي سنگهايي يافت شده كه چندين سنگ كوچك تر حول آنها در گردش است.

شهاب سنگهاي كوچك نيز گروهي از اجرام فلزي يا صخره اي هستند. زمانيكه اين اجرام وارد جو زمين مي شوند، رده اي نوراني به جاي مي گذارند كه ناشي از تلاشي و تجزيه آنهاست.
برخي از اين اجرام كوچك پس از عبور از جو، به زمين برخورد مي كنند. بيشتر اين شهاب سنگها اجرامي هستند كه در كمربند سنگهاي آسماني تشكيل شده اند. در اواخر قرن بيستم ستاره شناسان شهاب سنگهايي را كشف كردند كه از مريخ و ماه مي آمدند. خيلي از شهاب سنگها قطعات جدا شده از ستاره ها ي دنباله دارند.

در منظومه شمسي، منطقه اي وجود دارد شبيه به قطره اشك. اين منطقه آكنده از ذرات باردار الكتريكي مي باشد كه توسط خورشيد توليد شده اند. دانشمندان هنوز ابعاد دقيق اين منطقه را اندازه گيري نكرده اند ولي گمان مي رود كه وسعت اين منطقه از قسمت لبه پايين اشك، حدود 15 بيليون كيلومتر(9 بيليون مايل) باشد.

ساختمان منظومه شمسي

بسياري از ستاره شناسان بر اين عقيده اند كه منظومه شمسي از غباري بسيار عظيم و دوار به نام غبار خورشيد تشكيل شده است. براساس اين تئوري، غبار خورشيد به سبب گرانش شديد خود متلاشي شده. شمار ديگري از ستاره شناسان وقوع يك ابر نواختر در نزديكي غبار خورشيد را دليل تلاشي آن مي دانند. زمانيكه توده بزرگ غبار خورشيد منقبض شد چرخش آن سريعتر گرديد و به يك صفحه سياره اي مبدل شد.

تئوري غبار خورشيد معين مي نمايد ذراتي كه در صفحه سياره اي وجود داشتند با برخورد به يكديگر به اجرام شبه سياره يا سيارك ها تبديل شدند. برخي از اين اجرام با يكديگر تركيب شده و در نهايت هشت سياره بزرگ اين منظومه را شكل داده اند. بقيه اجرام تشكيل دهنده اقمار، سياره هاي كوتوله، اخترك ها و ستاره هاي دنباله دار بوده اند. همه اجرام بزرگ و كوچك موجود در منظومه شمسي دور خورشيد، در يك جهت، و تقريبا در يك صفحه، در گردشند چرا كه همه آنها در اصل اعضاي يك صفحه بزرگ سياره اي هستند.

بيشتر مواد و ذرات موجود در غبار خورشيد، بر اساس تئوري غبار خورشيد، در هنگام انقباض به مركز اين توده كشيده شده و در آن قسمت تحت فشار كافي، منجر به تشكيل خورشيد گرديده اند. در اين هنگام انفجار هاي خورشيدي آغاز و بادهاي خورشيدي شروع به وزيدن نمودند. اين بادها به اندازه اي شديد بودند كه عناصر سبك از جمله هيدروﮊن و هليم را با خود به قسمتهاي داخلي منظومه آوردند. شدت اين بادها در قسمتهاي بيروني كمتر و در نتيجه اجتماع هيدروﮊن و هليم در اين مناطق بيشتر از بخشهاي درونيست و اين توجيه مناسبي براي اين مسئله مي باشد كه سيارات دروني كوچك تر و صخره اي هستند ولي سيارات بيروني غول پيكرند و تقريبا به طور كامل از هيدروﮊن و هليم تشكيل شده اند.

منظومه هاي ديگر

ستاره هاي زيادي داراي صفحه سياره اي پيرامون خود مي باشند كه به نظر مي رسد اين صفحه ها همان سيستم هاي منظومه اي باشند. در سال 1983 يك تلسكوپ مادون قرمز تصويري از صفحه سياره اي حول ستاره وگا (Vega)، درخشان ترين ستاره در صورت فلكي ليرا (Lyra) تهيه نمود. اين اكتشاف اولين مدرك به دست آمده مبين وجود مجموعه هايي شبيه به منظومه شمسي در نقاط ديگر فضا به حساب مي آيد. در سال 1984 ستاره شناسان صفحه سياره اي ديگري پيرامون ستاره پيكتوريس بتا (Beta Pictoris) در صورت فلكي پيكتور(Pictor) مشاهده نمودند.

در اوايل قرن 21 ستاره شناسان بيش از 50 ستاره را كشف كردند كه مانند خورشيد سياراتي درحال گردش به دورخود دارند. در اغلب موارد تنها يك سياره به دور ستاره در گردش ديده شده است كه احتمالا سياره پوشيده از گاز و بدون سطوح سخت است.

 اکنون عقیده ی عمومی بر این است که اعضای منظومه ی شمسی از 3 نسل اند.خورشید تنها عضو نسل اول است و در حدود 5 میلیارد سال پیش زاده شده است.سیارات سیارکها وبیشتر اعضای این منظومه،که اندکی دیرتر به وجود آمده اند،نسل دوم را تشکیل می دهند.قمرها -نسل سوم-فرزندان سیارات ومتعلق به نسل جدیدترند.و فرض می شود که همه ی این اجرام از توده ای از ماده که متعلق به خورشیدند به وجود آمده اند.

امٌا فرضیه هایی در مورد پیدایش منظومه ی شمسی مطرح است:

1.فرضیه ی سحابی یا فرضیه ی گریز از مرکز

2.فرضیه ی کشندی

3.فرضیه ی تصادم

4.فرضیه ی برخورد ستاره ی دو گانه

5.فر ضیه ی پیش سیاره

1.فرضیه ی سحابی یا فرضیه ی گریز از مرکز:

فر ضیه ی گریز از مرکز به افتخار پیر سیمون لاپاس ریاضی دان وننجم بزرگ فرانسوی که نخستین بار آن را در سال 1796 ارائه کرد،فر ضیه ی سحابی لاپاس نامیده می شود.مطابق این نظریه،زمانی خورشید توده ی قرص مانندگسترده ای از گاز سوزان بود که به کندی دوران می کرد و وسعت آن از مدار پلوتون(پلوتون در سال 2006 از لیست سیارات منظومه ی شمسی خارج شد)بیرونی ترین سیاره هم فراتر می رفت. سلسله حوادث زیر موجب پیدایش سیارات گردید

آ. این گاز سرد شد.

ب. در نتیجه منقبض شد وشعاع قرص کاهش یافت.

پ. کاهش شعاع موجب افزایش سرعت دورانی و در نتیجه افزایش نیروی گریز از مرکز شد.

ت. وقتی که مقدار نیروی گریز از مرکز وارد بر بیرونی ترین نواحی خورشید بر نیروی جاذبه فزونی یافت،حلقه ای از بدنه ی اصلی خورشید جدا شد.

ث. حلقه ی گاز به تدریج به صورت کره ای انقباض یافت ویکی از سیارات شد،خورشید باز هم سردتر شد واین فرایند تکرار شد وسیارات دیگر به وجود آمدند.

انتقاد از نظریه ی لاپاس : گر چه این نظریه در اول معقول می نماید ولی تامل بیشتر در آن نشان می هدکه قابل دفاع نیست،زیرا با چندین اصل بنیادی مکانیک ناسازگار است.2تا از این ناسازگاری ها عبارتند از:

1-می توان نشان داد که حلقه ها پی از جدا شدن از خورشید نمی توانستند به صورت جسمی واحد،یا حتی اجسامی چند،انقباض یابند.بلکه نظریه ی فیزیکی نشان می دهد که قسمت اعظم ماده ی این حلقه ها باید مولکول به مولکول تبخیر وداخل فضا می شدند.باقی مانده ی آن در نتیجه اثرات کشندی خورشید بر حلقه باید به صورت تعداد بی شماری جسم به اندازه ی قلوه سنگ یا کوچکتر در می آمدند.

2-می توان نشان داد که حرکت وضعی (به دور خود)و انتقالی (به دور خورشید)سیاراتی که بدین طریق به وجود آمده باشندباید بسیار کندتر از آن باشد که در حال حاضر مشاهده می شود.(یا آن که خورشید باید بسیار سریعتر دوران کند).به بیان دیگر خورشید باید صاحب قسمت اعظم تکانه ی زاویه ای منظومه ی شمسی باشد وهمه ی سیارات و سیارک ها با هم تکانه ی زاویه ی اندکی داشته باشند.واقعیات،این نظریه را کاملا نقض می کنند.خورشید با 9/99 در صدجرم منظومه ی شمسی فقط 2% تکانه ی زاویه ی کل منظومه را دارد،در حالی که همه ی اعضای منظومه ی شمسی روی هم جرمی برابر 1/0 % جرم کل و98 % تکانه ی زاویه ی کل را دارند.مطابق این نظریه سحابی اولیه که سرد می شدباید متراکم شود -وبخش اعظ تکانه ی زاویه را در جرم اولیه اش (خورشید)حفظ کند و به حلقه هایی که جدا می شوند فقط کسر کوچکی از این ماند دورانی اعطا شود .ولی واقیعت این است که که خورشید فقط صاحب 2% از این تکانه ی دورانی است.

2-3- فرضیه ی کشندی وتصادم

بر طبق فرضیه ی کشندی، که به فرضیه ی برخورد نیز معروف است، سیارات بر اثر کشندهای عظیمی به وجود آمدند که عبور ستاره ای از نزدیک خورشید ،در آن ایجاد کرد. گازهای چگالی که از خورشید جدا شددارای حرکتی در امتداد حرکت ستاره ی گذرنده بود.بخشی از ماده ی جدا شده را احتمالا این ستاره همراه خود برد.بخشی دیگر نیز به خورشید برگشت .قسمت سومی نیز وجود داشت که نیروی گریز از مرکز وارد بر آن به اندازه ای بود که بر جاذبه ی گرانشی فائق آمد.این قسمت سیارات متعدد را به وجود آورداین فرضیه که در سال 1900 توسط فارست مولتن و تامس چمبرلین از دانشگاه شیکاگو پیشنهاد شد ،در ابتدا نظریه ی (خرده سیارات) نامیده شد.این نامگذاری حاکی از آن است که که نتیجه ی بلافاصل  عمل کشندی  صرفا ایجاد سیاراتی خرد بود.این سیارات با جذب ماده ی پراکنده ی اطراف خود منظومه ای از نه سیاره ی شناخته شده را به وجود آوردند.

اما بر طبق فرمول های بنیادی فیزیک نشان مدهد که این نظریه درست نیست.واشکال این نظریه مربوط به تکانه است.

4.فرضیه ی برخورد ستاره ی دو گانه

این نظریه توسط منجم انگلیسی ر.ا.لیتلتن ارائه شدو برتری آن از سایر نظریات باز مربوط به تکانه ی زاویه ای است که آن را نقض نمی کند.بنا بر این فرضیه خورشید در ابتدا یک ستاره ی 2گانه بود وستاره ی عابر با ندیم خورشید بر خورد کرد. حوادتث توسط این بر خورد ممکن است حدود 1 ساعت طول کشیده باشد:

آ.ستاره های متصادم پس از تصادم نواری از ماده را پدید آورند که بزرگی آن  به اندازهای بود که بتواند سیارات و اقمار را به وجود آورد.

ب.دو ستاره مانند شارهای بیلیارد که هر کدام پس از برخورد به راه خود رفتند وبا خود قسمتهایی از این نوار را که تحت تاثیر میدان های گرانشی شان بود،بردند.

پ.اعضای مختلف منظومه ی شمسی از بخش مرکزی ماده ی به جا مانده پدید آمد.تکانه ی زاویه ای ماده در این بخش مرکزی می تواند با مقادیر مشهود متناظر باشد.

انتقاد:محاسبات نشان می دهد که 94% نوار را ستاره های متصادم با خود می برند و6% از بخش مرکزی پیش از آن که زیر تاثیر جاذبه ی خورشید به تنهایی قرار گیرد ،تا مدتی ستاره ی متجاوز و ندیم را دنبال می کند .احتمال آن که سیارات از این 6% ماده تشکیل شده باشند فوق العاده اندک است.ریداد بی اندازه متحمل تر آن است که آثار کشندی ناشی از ستاره ی متجاوز و ندیم خورشید این بخش از نوار را به تکه های بسیار پاره پاره کند که این تکه ها سرانجام در فضای ماور پراکنده شوند.

5.فر ضیه ی پیش سیاره

این فرضیه در سال 1950 توسط ج.پ. کوئیپر پیشنهاد شد.و چندین قسمت از نظریه ی لاپاس را تغییر داد.

بر طبق این نظریه:

آ:گوی بزرگی از گاز و غبار بر اثر نیروی گرانشی و گریز از مرکز ،تبدیل به قرصی شد که به سرعت دوران می کرد 95% ماده ی اصلی در نزدیکی مرکز قرص جمع شد( این مواد به خورشید تبدیل شدند)و5% بقیه در قرص به جا ماند(این مواد پیش سیاره ی منظومه ی شمسی شدند).

ب.تلاطم یر قرص حاکم بود وتجمع ماده در قسمت های مختلف تشکیل می شد و بی درنگ از بین میرفت.ولی زمانی رسید که چنان تجمعی از ماده پدید آمد که جاذبه ی گرانشی آن به اندازه ای بود که می توانست بر نیروهای گسلنده ی تلاطم چیره شود.جرم وحجم این ماده با جذب ماده از محیط مجاور به سرعت رشد کرد و سرانجام پیش سیاره ای شد (یعنی قطعه ی بزرگی از گاز و غبار که می رفت به سیاره ای تبدیل شود)پیش سیاره های دیگر نیز به طرز مشابه در فواصل گونگون از خورشید تشکیل شدند.پیش سیاره های نزدیک به خورشید جرم زیادی را در خود جمع نکردند،زیرا در این فواصل خورشید ماده را جذب کرده بود.پیش سیاره های دور از خورشید هم زیاد بزرگ نشدند،زیرا در این نواحی مقدار ماده اندک بود.

پ.خورشید به انقباض و گرم شدن ادامه داد.سر انجام در حدود 5 میلیارد سال پیش هسته ی آن به قدری گرم شد که گداخت هیدروژن به هلیوم در آن آغاز گردید و خورشید با قدرت تمام به گسیل تابش و باد خورشیدی پرداخت.تابش و باد خورشیدی تمام ماده ای را که بین پیش سیاره های منظومه ی شمسی بود جاروب کرد و پیش سیاره ها را گرم کرد وسبس شد که مقدار زیادی از جرم آنها  به فضای میان ستاره ها بگریزد.

در این جریان جاروب کردن،زمین 9/99% جرم پیش سیاره ای خود را از دست داد!!!

*امروزه این فرضیه مورد قبول منجمان است.