Origem da Terra (hipóteses cosmogônicas)

hipóteses cosmogônicas. Uma abordagem científica à questão da origem da Terra e do sistema solar tornou-se possível após o fortalecimento na ciência da ideia de unidade material no Universo. Existe uma ciência sobre a origem e desenvolvimento dos corpos celestes - cosmogonia.

As primeiras tentativas de dar uma justificativa científica para a questão da origem e desenvolvimento do sistema solar foram feitas há 200 anos.

Todas as hipóteses sobre a origem da Terra podem ser divididas em dois grupos principais: nebular (latim "nebulosa" - neblina, gás) e catastrófica. O primeiro grupo é baseado no princípio da formação de planetas a partir de gás, de nebulosas de poeira. O segundo grupo é baseado em vários fenômenos catastróficos (colisão de corpos celestes, passagem próxima de estrelas umas das outras, etc.).

Hipótese de Kant e Laplace. A primeira hipótese científica sobre a origem do sistema solar foi a hipótese de I. Kant (1755). Independentemente dele, outro cientista - o matemático e astrônomo francês P. Laplace - chegou às mesmas conclusões, mas desenvolveu a hipótese mais profundamente (1797). Ambas as hipóteses são semelhantes em essência e muitas vezes são consideradas como uma só, e seus autores são considerados os fundadores da cosmogonia científica.

A hipótese de Kant-Laplace pertence ao grupo de hipóteses nebulares. De acordo com seu conceito, uma enorme nebulosa de gás e poeira foi anteriormente localizada no lugar do Sistema Solar (uma nebulosa de poeira de partículas sólidas, de acordo com I. Kant; uma nebulosa de gás, de acordo com P. Laplace). A nebulosa estava quente e girando. Sob a influência das leis da gravidade, sua matéria gradualmente se condensou, achatou, formando um núcleo no centro. Assim se formou o Sol primordial. O resfriamento e a compactação adicionais da nebulosa levaram a um aumento na velocidade angular de rotação, como resultado, no equador, a parte externa da nebulosa se separou da massa principal na forma de anéis girando no plano equatorial: vários deles se formaram. Como exemplo, Laplace citou os anéis de Saturno. Resfriados de forma desigual, os anéis foram rasgados e, devido à atração entre as partículas, ocorreu a formação de planetas circulando ao redor do Sol. Os planetas de resfriamento foram cobertos por uma crosta sólida, na superfície da qual os processos geológicos começaram a se desenvolver.

I. Kant e P. Laplace notaram corretamente as características principais e características da estrutura do sistema solar:

a grande maioria da massa (99,86%) do sistema está concentrada no Sol;

os planetas giram em órbitas quase circulares e quase no mesmo plano;

todos os planetas e quase todos os seus satélites giram na mesma direção, todos os planetas giram em torno de seu eixo na mesma direção.

Um mérito significativo de I. Kant e P. Laplace foi a criação de uma hipótese baseada na ideia do desenvolvimento da matéria. Ambos os cientistas acreditavam que a nebulosa tinha um movimento rotacional, como resultado do qual as partículas foram compactadas e os planetas e o Sol foram formados. Eles acreditavam que o movimento é inseparável da matéria e é tão eterno quanto a própria matéria.

A hipótese de Kant-Laplace existe há quase duzentos anos. Posteriormente, provou-se ser inconsistente. Assim, ficou conhecido que os satélites de alguns planetas, como Urano e Júpiter, giram em uma direção diferente dos próprios planetas. De acordo com a física moderna, o gás separado do corpo central deve se dissipar e não pode se formar em anéis de gás e, posteriormente, em planetas. Outras deficiências significativas da hipótese de Kant e Laplace são as seguintes.

Sabe-se que o momento angular em um corpo em rotação permanece sempre constante e é distribuído uniformemente por todo o corpo em proporção à massa, distância e velocidade angular da parte correspondente do corpo. Esta lei também se aplica à nebulosa a partir da qual o sol e os planetas se formaram. No sistema solar, o momento não corresponde à lei de distribuição do momento em uma massa que surgiu de um único corpo. Os planetas do sistema solar contêm 98% do momento angular do sistema, e o sol tem apenas 2%, enquanto o sol responde por 99,86% de toda a massa do sistema solar.

Se somarmos os momentos de rotação do Sol e de outros planetas, nos cálculos verifica-se que o Sol primário girou na mesma velocidade que Júpiter agora gira. A este respeito, o Sol deve ter tido a mesma contração de Júpiter. E isso, como os cálculos mostram, não é suficiente para causar a fragmentação do Sol em rotação, que, segundo Kant e Laplace, se desintegrou devido ao excesso de rotação.

3. Atualmente, está provado que uma estrela com excesso de rotação se decompõe em partes e não forma uma família de planetas. Sistemas binários e múltiplos espectrais podem servir como exemplo.

Hipótese do jeans. Após a hipótese de Kant-Laplace na cosmogonia, várias outras hipóteses para a formação do sistema solar foram criadas.

Aparecem os chamados catastróficos, baseados em um elemento de acaso, um elemento de uma feliz coincidência:

Buffon - A Terra e os planetas se formaram devido à colisão do Sol com um cometa; Chamberlain e Multon - a formação de planetas está associada à ação das marés de outra estrela passando pelo Sol.

Como exemplo da hipótese da direção catastrófica, considere o conceito do astrônomo inglês Jeans (1919). Sua hipótese é baseada na possibilidade de outra estrela passar perto do Sol. Sob a influência de sua atração, um jato de gás escapou do Sol, que, com maior evolução, se transformou nos planetas do sistema solar. O jato de gás tinha a forma de um charuto. Na parte central deste corpo que gira em torno do Sol, formaram-se grandes planetas - Júpiter e Saturno, e nas extremidades do "charuto" - os planetas do grupo terrestre: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Plutão.

Jeans acreditava que a passagem de uma estrela pelo Sol, que levou à formação dos planetas do sistema solar, pode explicar a discrepância na distribuição de massa e momento angular no sistema solar. A estrela, que puxou um jato de gás do Sol, deu ao "charuto" giratório um excesso de momento angular. Assim, uma das principais deficiências da hipótese de Kant-Laplace foi eliminada.

Em 1943, o astrônomo russo N. I. Parisky calculou que em alta velocidade de uma estrela passando pelo Sol, a proeminência gasosa deveria ter saído com a estrela. A uma velocidade baixa da estrela, o jato de gás deveria ter caído no Sol. Somente no caso de uma velocidade estritamente definida da estrela poderia a proeminência gasosa tornar-se um satélite do Sol. Nesse caso, sua órbita deve ser 7 vezes menor que a órbita do planeta mais próximo do Sol - Mercúrio.

Assim, a hipótese de Jeans, assim como a hipótese de Kant-Laplace, não poderia dar uma explicação correta para a distribuição desproporcional do momento angular no sistema solar. A maior desvantagem dessa hipótese é o fato da aleatoriedade, a exclusividade da formação de uma família de planetas, o que contraria a visão de mundo materialista e os fatos disponíveis que indicam a presença de planetas em outros mundos estelares. Além disso, os cálculos mostraram que a aproximação das estrelas no espaço do mundo é praticamente impossível, e mesmo que isso acontecesse, uma estrela que passasse não poderia dar movimento aos planetas em órbitas circulares.

hipóteses modernas. Os cientistas do nosso país alcançaram grande sucesso no desenvolvimento da cosmogonia. As mais populares são as hipóteses sobre a origem do sistema solar, criadas por O. Yu. Schmidt e V. G. Fesenkov. Ambos os cientistas, ao desenvolverem as suas hipóteses, partiram das ideias sobre a unidade da matéria no Universo, sobre o movimento e evolução contínuos da matéria, que são as suas principais propriedades, sobre a diversidade do mundo, devido às várias formas de existência de matéria.

Hipótese de O. Yu. Schmidt. De acordo com o conceito de O.Yu. Schmidt, o sistema solar foi formado a partir de um acúmulo de matéria interestelar capturada pelo Sol no processo de movimento no espaço mundial. O Sol se move ao redor do centro da Galáxia, fazendo uma revolução completa em 180 milhões de anos. Entre as estrelas da Galáxia existem grandes acumulações de nebulosas de poeira gasosa. A partir disso, O. Yu. Schmidt acreditava que o Sol, ao se mover, entrava em uma dessas nuvens e a levava consigo. Pela força de sua atração, fez com que a nuvem girasse em torno de si mesma. Schmidt acreditava que a nuvem original de matéria interestelar tinha alguma rotação, caso contrário suas partículas cairiam no Sol.

No processo de revolução da nuvem ao redor do Sol, pequenas partículas se concentraram na parte equatorial. A nuvem se transformou em um disco giratório compactado plano, no qual, devido ao aumento da atração mútua das partículas, ocorreu a condensação. Os corpos aglomerados resultantes cresceram à custa de pequenas partículas que os uniram, como uma bola de neve. Desta forma, os planetas e os satélites que giram em torno deles foram formados. Os planetas começaram a girar em órbitas circulares devido à média das órbitas de pequenas partículas.

A terra, de acordo com O. Yu. Schmidt, também se formou a partir de um enxame de partículas sólidas frias. O aquecimento gradual do interior da Terra ocorreu devido à energia do decaimento radioativo, que levou à liberação de água e gás, que faziam parte de partículas sólidas em pequenas quantidades. Como resultado, surgiram os oceanos e a atmosfera, o que levou ao surgimento da vida na Terra.

A hipótese de O. Yu. Schmidt explica corretamente uma série de regularidades na estrutura do sistema solar. O cientista acredita que as discrepâncias existentes na distribuição do momento do Sol e dos planetas são explicadas por diferentes momentos iniciais do momento do Sol e da nebulosa de gás-poeira. Schmidt calculou e fundamentou matematicamente as distâncias dos planetas ao Sol e entre si e descobriu as razões para a formação de planetas grandes e pequenos em diferentes partes do sistema solar e a diferença em sua composição. Por meio de cálculos, as razões para o movimento rotacional dos planetas em uma direção são fundamentadas. A desvantagem da hipótese é a consideração da questão da origem dos planetas isoladamente da formação do Sol, o membro definidor do sistema. O conceito não é sem um elemento de acaso: a captura de matéria interestelar pelo Sol.

Hipótese de V. G. Fesenkov. O trabalho do astrônomo V. A. Ambartsumian, que provou a continuidade da formação de estrelas como resultado da condensação da matéria de nebulosas de poeira de gás rarefeito, permitiu ao acadêmico V. G. Fesenkov apresentar uma nova hipótese. Fesenkov acredita que o processo de formação de planetas é generalizado no Universo, onde existem muitos sistemas planetários. Na sua opinião, a formação de planetas está associada à formação de novas estrelas, resultantes da condensação de matéria inicialmente rarefeita. A formação simultânea do Sol e dos planetas é comprovada pela mesma idade da Terra e do Sol.

Como resultado da compactação da nuvem de gás e poeira, formou-se um aglomerado em forma de estrela. Sob a influência da rápida rotação da nebulosa, uma parte significativa da matéria gás-poeira se afastou cada vez mais do centro da nebulosa ao longo do plano do equador, formando algo como um disco. Gradualmente, a compactação da nebulosa gás-poeira levou à formação de aglomerados planetários, que posteriormente formaram os planetas modernos do sistema solar. Ao contrário de Schmidt, Fesenkov acredita que a nebulosa de poeira e gás estava em um estado quente. Seu grande mérito é a fundamentação da lei das distâncias planetárias em função da densidade do meio. VT. Fesenkov fundamentou matematicamente as razões para a estabilidade do momento angular no sistema solar pela perda de matéria do Sol ao escolher a matéria, como resultado da desaceleração de sua rotação. V.G. Fesenkov também defende o movimento reverso de alguns satélites de Júpiter e Saturno, explicando isso pela captura de asteróides pelos planetas.

Nesta fase do estudo do Universo, a hipótese de V. G. Fesenkov ilumina corretamente a questão da origem, desenvolvimento e características estruturais do sistema solar. Decorre do conceito da hipótese de que a formação de planetas é um processo generalizado no Universo. A formação dos planetas ocorreu a partir de uma substância intimamente associada ao Sol primário, sem a intervenção de forças externas.

A estrutura e composição da Terra

A massa da Terra é estimada em 5,98-10 27 g e seu volume - em 1,083-10 27 cm 3. Portanto, a densidade média do planeta é de cerca de 5,5 g/cm 3 . Mas a densidade das rochas disponíveis para nós é de 2,7-3,0 g / cm 3. Segue-se disso que a densidade da matéria da Terra não é uniforme.

A Terra é cercada por uma poderosa concha gasosa - a atmosfera. É uma espécie de regulador dos processos metabólicos entre a Terra e o Cosmos. Várias esferas são distinguidas na composição do envelope gasoso, diferindo na composição e nas propriedades físicas. A principal massa de matéria gasosa está encerrada na troposfera, cujo limite superior, localizado a uma altitude de cerca de 17 km no equador, diminui em direção aos pólos para 8-10 km. Mais alto, em toda a estratosfera e mesosfera, a rarefação dos gases aumenta, as condições térmicas mudam de maneira complexa. A uma altitude de 80 a 800 km, localiza-se a ionosfera - região de gás altamente rarefeito, entre as partículas das quais predominam as eletricamente carregadas. A parte mais externa do envelope de gás é formada pela exosfera, que se estende até uma altitude de 1800 km. A dissipação dos átomos mais leves - hidrogênio e hélio - ocorre a partir desta esfera.

Os principais métodos para estudar as partes internas do nosso planeta são geofísicos, principalmente observações da velocidade de propagação de ondas sísmicas geradas por explosões ou terremotos. Assim como uma pedra atirada na água, eles divergem em diferentes direções na superfície da água.

ondas, então as ondas elásticas se propagam na matéria sólida da fonte da explosão. Entre eles, destacam-se as ondas de vibrações longitudinais e transversais. Vibrações longitudinais são alternâncias de compressão e tensão da matéria na direção de propagação das ondas. As vibrações transversais podem ser representadas como deslocamentos alternados na direção perpendicular à propagação da onda.

Ondas de vibrações longitudinais, ou, como se costuma dizer, ondas longitudinais, propagam-se em um sólido a uma velocidade maior que as transversais. As ondas longitudinais se propagam tanto na matéria sólida quanto na líquida, as ondas transversais se propagam apenas na matéria sólida. Portanto, se durante a passagem de ondas sísmicas por qualquer corpo for constatado que ele não transmite ondas transversais, podemos supor que essa substância está em estado líquido. Se ambos os tipos de ondas sísmicas passam pelo corpo, isso é evidência do estado sólido da matéria.

A velocidade das ondas aumenta com o aumento da densidade da matéria. Com uma mudança brusca na densidade da matéria, a velocidade das ondas mudará abruptamente. Como resultado do estudo da propagação das ondas sísmicas através da Terra, verificou-se que existem vários limites definidos para o salto nas velocidades das ondas. Portanto, assume-se que a Terra consiste em várias conchas concêntricas (geosferas).

Com base nas três interfaces principais estabelecidas, distinguem-se três geosferas principais: a crosta terrestre, o manto e o núcleo (Fig. 2.1).

A primeira interface é caracterizada por um aumento abrupto nas velocidades das ondas sísmicas longitudinais de 6,7 para 8,1 km/s. Essa fronteira é chamada de seção Mohorovićic (em homenagem ao cientista sérvio A. Mohorovichić, que a descobriu), ou simplesmente a fronteira M. Ela separa a crosta terrestre do manto. A densidade da substância da crosta terrestre, conforme indicado acima, não excede 2,7-3,0 g/cm 3 . O limite M está localizado sob os continentes a uma profundidade de 30 a 80 km e sob o fundo do oceano - de 4 a 10 km.

Dado que o raio do globo é de 6.371 km, a crosta terrestre é uma película fina na superfície do planeta, representando menos de 1% de sua massa total e aproximadamente 1,5% de seu volume.

Manto - a mais poderosa das geosferas da Terra. Estende-se a uma profundidade de 2.900 km e ocupa 82,26% do volume do planeta. O manto contém 67,8% da massa da Terra. Com a profundidade, a densidade da substância do manto como um todo aumenta de 3,32 para 5,69 g/cm 3 , embora isso ocorra de forma desigual.

Arroz. 2.1. Diagrama da estrutura interna da Terra

Em contato com a crosta terrestre, a substância do manto está em estado sólido. Portanto, a crosta terrestre, juntamente com a parte superior do manto, é chamada de litosfera.

O estado agregado da matéria do manto abaixo da litosfera não foi suficientemente estudado, e há opiniões diferentes sobre este assunto. Supõe-se que a temperatura do manto a uma profundidade de 100 km seja de 1100-1500°C, nas partes profundas é muito mais alta. A pressão a uma profundidade de 100 km é estimada em 30 mil atm, a uma profundidade de 1000 km - 1350 mil atm. Apesar da alta temperatura, a julgar pela propagação das ondas sísmicas, o material do manto é predominantemente sólido. A pressão colossal e a alta temperatura tornam impossível o estado cristalino usual. Aparentemente, a matéria do manto está em um estado especial de alta densidade, o que é impossível na superfície da Terra. Uma diminuição na pressão ou um ligeiro aumento na temperatura deve causar uma rápida transição da substância para o estado de fusão.

O manto é dividido em superior (camada B, estendendo-se até uma profundidade de 400 km), intermediário (camada C - de 400 a 1000 km) e inferior (camada D - de 1000 a 2900 km). A camada C também é chamada de camada de Golitsin (em homenagem ao cientista russo B.B. Golitsin, que estabeleceu essa camada), e a camada B é chamada de camada de Gutenberg (em homenagem ao cientista alemão B. Gutenberg, que a destacou).

No manto superior (camada B) existe uma zona em que a velocidade das ondas sísmicas transversais diminui significativamente. Aparentemente, isso se deve ao fato de que a substância dentro da zona está parcialmente em estado líquido (fundido). A zona de velocidade reduzida de propagação das ondas sísmicas transversais sugere que a fase líquida é de até 10%, o que se reflete em um estado da matéria mais plástico em relação às camadas superior e inferior do manto. A camada relativamente plástica de baixas velocidades de ondas sísmicas é chamada de astenosfera (do grego. asthenes - fraco). A espessura da zona enfraquecida atinge 200-300 km. Está localizado a uma profundidade de cerca de 100-200 km, mas a profundidade varia: nas partes centrais dos oceanos, a astenosfera está localizada mais alta, sob áreas estáveis ​​dos continentes afunda mais.

A astenosfera é muito importante para o desenvolvimento de processos geológicos endógenos globais. A menor violação do equilíbrio termodinâmico contribui para a formação de enormes massas de matéria fundida (astenólitos), que se elevam, contribuindo para o movimento de blocos individuais da litosfera sobre a superfície da Terra. As câmaras de magma aparecem na astenosfera. Com base na estreita relação entre a litosfera e a astenosfera, essas duas camadas são combinadas sob o nome de tectonosfera.

Recentemente, a atenção dos cientistas do manto foi atraída por uma zona localizada a uma profundidade de 670 km. Os dados obtidos sugerem que esta zona delineia o limite inferior da transferência convectiva de calor e massa, que liga o manto superior (camada B) e a parte superior da camada intermediária com a litosfera.

Dentro do manto, a velocidade das ondas sísmicas geralmente aumenta na direção radial de 8,1 km/s no limite da crosta terrestre com o manto para 13,6 km/s no manto inferior. Mas a uma profundidade de cerca de 2.900 km, a velocidade das ondas sísmicas longitudinais diminui drasticamente para 8,1 km/s, e as ondas transversais não se propagam mais profundamente. Isso marca a fronteira entre o manto e o núcleo da Terra.

Os cientistas conseguiram estabelecer que no limite do manto e do núcleo no intervalo de profundidade de 2700-2900 km, na camada de transição D 1 (ao contrário do manto inferior, que possui o índice D), são gerados jatos térmicos gigantes - plumas, periodicamente penetrando todo o manto e aparecendo na superfície da Terra na forma de extensos campos vulcânicos.

Núcleo da Terra - parte central do planeta. Ocupa apenas cerca de 16% do seu volume, mas contém mais de um terço de toda a massa da Terra. A julgar pela propagação das ondas sísmicas, a periferia do núcleo está em estado líquido. Ao mesmo tempo, as observações da origem das ondas de maré permitiram estabelecer que a elasticidade da Terra como um todo é muito alta, mais do que a elasticidade do aço. Aparentemente, a substância do núcleo está em algum estado completamente especial. Condições de pressão extremamente alta de vários milhões de atmosferas prevalecem aqui. Nestas condições, ocorre a destruição completa ou parcial das camadas eletrônicas dos átomos, a substância é "metalizada", ou seja, adquire propriedades características dos metais, incluindo alta condutividade elétrica. É possível que o magnetismo da Terra seja o resultado de correntes elétricas que surgem no núcleo devido à rotação da Terra em torno de seu eixo.

Densidade do núcleo - 5520 kg/m3, i.e. esta substância é duas vezes mais pesada que a casca de pedra da Terra. A substância do núcleo não é homogênea. A uma profundidade de cerca de 5.100 km, a velocidade de propagação das ondas sísmicas aumenta novamente de 8.100 m/s para 11.000 m/s. Portanto, assume-se que a parte central do núcleo é sólida.

A composição material de diferentes conchas da Terra é um problema muito complexo. Apenas a crosta terrestre está disponível para estudo direto da composição. Os dados disponíveis indicam que a crosta terrestre é composta principalmente por silicatos, e 99,5% de sua massa é composta por oito elementos químicos: oxigênio, silício, alumínio, ferro, magnésio, cálcio, sódio e potássio. Todos os outros elementos químicos juntos formam cerca de 1,5%.

A composição das esferas mais profundas da Terra pode ser julgada apenas provisoriamente, usando dados geofísicos e os resultados do estudo da composição de meteoritos. Portanto, os modelos da composição material das esferas profundas da Terra, desenvolvidos por diferentes cientistas, diferem. Pode-se supor com grande certeza que o manto superior também consiste em silicatos, mas contendo menos silício e mais ferro e magnésio em comparação com a crosta terrestre, e o manto inferior é feito de óxidos de silício e magnésio, cuja estrutura química cristalina é muito mais densa do que a desses compostos encontrados na crosta terrestre.

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CIÊNCIAS DO ESPAÇO E DA TERRA

Cosmologia é o estudo físico do universo como um todo.

Na linguagem moderna existem três termos próximos: o universo, o ser, e o Universo, que deve ser separado.

O universo é um termo filosófico para "o mundo como um todo".

O Universo é todo o mundo material existente, infinitamente diverso nas formas que a matéria assume no processo de seu desenvolvimento.

O universo estudado pela astronomia é uma parte do mundo material, acessível à pesquisa por meios científicos correspondente ao nível alcançado de desenvolvimento da ciência. Cosmos é sinônimo da definição do universo. Muitas vezes distinguem o espaço próximo, explorado com a ajuda de satélites, naves espaciais, estações interplanetárias e espaço profundo - o mundo das estrelas e galáxias.

O estudo físico do universo como um todo é chamado de cosmologia.

A ciência da origem dos corpos celestes é a cosmogonia.

O fundamento teórico da cosmologia são os fundamentos da teoria física (teoria da relatividade geral, teoria de campo, etc.), o fundamento empírico é a astronomia extragaláctica.

Deve-se notar que as conclusões da cosmologia têm o status de modelos, porque o assunto da cosmologia é um objeto tão grandioso nas representações espaço-temporais que um dos princípios básicos das ciências naturais sobre a possibilidade de realizar um experimento controlado e reprodutível sobre o objeto em estudo torna-se inviável.

Um modelo é uma explicação possível de um fenômeno, e o modelo funciona até que apareçam dados experimentais que o contradigam. Em seguida, para substituir o modelo obsoleto, surge um novo.

A rigor, todas as leis e teorias científicas são modelos, pois podem ser substituídas por outros conceitos no decorrer do desenvolvimento da ciência.

A cosmologia tem origem nas ideias dos antigos, na mitologia grega antiga, onde é descrita em detalhes e de forma bastante sistemática sobre a criação do mundo e sua estrutura. Mais tarde, no âmbito da filosofia, o resultado geralmente reconhecido da cosmologia antiga foi o conceito geocêntrico de Ptolomeu, que existiu durante toda a Idade Média.

Nicolau Copérnico, que propôs o modelo heliocêntrico do mundo, é considerado o fundador da cosmologia científica.

Giordano Bruno apresentou as ideias de um universo infinito, eterno e habitado. As ideias de Bruno estavam muito à frente de sua idade. Mas ele não podia citar um único fato que confirmasse sua cosmologia.

Mais tarde, Galileu e Kepler finalmente abandonaram a ideia errônea do Sol como o centro do Universo. Kepler esclareceu os movimentos legais dos planetas e Newton provou que todos os corpos do Universo, independentemente do tamanho, composição química, estrutura e outras propriedades, gravitam mutuamente. A cosmologia de Newton, juntamente com os avanços dos séculos XVIII e XVII, definiu o que às vezes é chamado de visão de mundo clássica.

Este modelo clássico é bastante simples e claro. O Universo é considerado infinito no espaço e no tempo, ou seja, eterno. A lei básica que rege o movimento e o desenvolvimento dos corpos celestes é a lei da gravitação universal. O espaço não está de modo algum ligado aos corpos nele situados e desempenha o papel passivo de receptáculo desses corpos. Se todos esses corpos desaparecessem repentinamente, o espaço e o tempo permaneceriam inalterados. Os detalhes da ascensão e queda dos corpos celestes não eram claros, mas na maior parte esse modelo era coerente e consistente. A imutabilidade do cosmos é a ideia principal de um universo estacionário.

Árvore do conhecimento astronômico Astronomia clássica Astrometria: Astronomia esférica Astrometria fundamental Astronomia prática Mecânica celeste Astronomia moderna Astrofísica Cosmogonia Cosmologia A história da astronomia pode ser dividida em períodos: antes da espectroscopia, anos) IV-th Spectroscopic (antes da fotografia, anos) V-th Modern (1900-presente) Antigo (antes de 1610) Clássico () Moderno (presente)

Sistemas espaciais Sistema solar Estrelas visíveis no céu Galáxias 1 unidade astronômica = 149,6 milhões de km 1pc (parsec) = AU = 3, 26 St. anos 1 ano-luz (St. ano) é a distância que um feixe de luz a uma velocidade de quase km/s voa em 1 ano e é igual a 9,46 milhões de quilômetros!

Comunicação com outras ciências 1 - heliobiologia 2 - xenobiologia 3 - biologia espacial e medicina 4 - geografia matemática 5 - cosmoquímica A - astronomia esférica B - astrometria C - mecânica celeste D - astrofísica E - cosmologia E - cosmogonia G - cosmofísica Física Química Biologia Geografia e geofísica História e ciências sociais Literatura Filosofia

Telescópios Refletor (reflecto - reflectir) - 1667, Isaac Newton (Inglaterra). Refrator (refrato - refrato) - 1609, Galileo Galilei (Itália). Lente espelhada - 1930, Barnhard Schmidt (Estônia). Resolução α= 14"/D ou α= λ/D Abertura E=~S=(D/d xp) 2 Ampliação W=F/f=β/α

O espelho principal do telescópio Keck de 10 metros. Consiste em 36 espelhos hexagonais hexagonais de 1,8 m Como os telescópios Kek I e Kek II estão separados por cerca de 85 m, eles têm uma resolução equivalente a um telescópio com um espelho de 85 m, ou seja, cerca de 0,005 segundos de arco.

Objetos espaciais emitem todo o espectro de radiação eletromagnética, uma parte significativa da radiação invisível é absorvida pela atmosfera da Terra. Portanto, observatórios espaciais especializados são lançados no espaço para pesquisas nas faixas de infravermelho, raios-x e gama. Telescópio Hubble (HST), trabalhando da cidade. Comprimento - 15,1 m, peso 11,6 toneladas, espelho 2,4 m

A astronomia é a ciência do Universo que estuda a localização, movimento, estrutura, origem e desenvolvimento dos corpos celestes e dos sistemas que eles formam. Em particular, a astronomia estuda o Sol e outras estrelas, os planetas do sistema solar e seus satélites, exoplanetas, asteróides, cometas, meteoritos, matéria interplanetária, matéria interestelar, pulsares, buracos negros, nebulosas, galáxias e seus aglomerados, quasares e muito mais. mais. A astronomia é uma das ciências mais antigas. Culturas pré-históricas e civilizações antigas deixaram para trás numerosos artefatos astronômicos que testemunham seu conhecimento das leis do movimento dos corpos celestes. Exemplos incluem monumentos egípcios antigos pré-dinásticos (inglês) russo. e Stonehenge. As primeiras civilizações dos babilônios, gregos, chineses, indianos e maias já faziam observações metódicas do céu noturno. Mas somente a invenção do telescópio permitiu que a astronomia se tornasse uma ciência moderna. Historicamente, a astronomia inclui astrometria, navegação estelar, astronomia observacional, calendário e até astrologia. Atualmente, a astronomia profissional é muitas vezes vista como sinônimo de astrofísica. No século 20, a astronomia foi dividida em dois ramos principais: observacional e teórico. A astronomia observacional é a aquisição de dados observacionais sobre corpos celestes, que são então analisados. A astronomia teórica está focada no desenvolvimento de modelos computacionais, matemáticos ou analíticos para descrever objetos e fenômenos astronômicos. Esses dois ramos se complementam: a astronomia teórica busca explicações para os resultados das observações, enquanto a astronomia observacional fornece material para conclusões e hipóteses teóricas e a possibilidade de testá-las. 2009 foi declarado pelas Nações Unidas como o Ano Internacional da Astronomia (AIA2009). A ênfase principal está no aumento do interesse público e compreensão da astronomia. É uma das poucas ciências em que os não-profissionais ainda podem desempenhar um papel ativo. A astronomia amadora contribuiu para várias descobertas astronômicas importantes.A astronomia moderna é dividida em várias seções intimamente relacionadas, de modo que a divisão da astronomia é um tanto arbitrária. As principais seções da astronomia são: Astrometria - estuda as posições aparentes e os movimentos das estrelas. Anteriormente, o papel da astrometria também consistia na determinação de alta precisão de coordenadas geográficas e tempo estudando o movimento dos corpos celestes (agora outros métodos são usados ​​para isso). A astrometria moderna consiste em: astrometria fundamental, cujas tarefas são determinar as coordenadas dos corpos celestes a partir de observações, compilar catálogos de posições estelares e determinar os valores numéricos dos parâmetros astronômicos - quantidades que permitem levar em consideração mudanças regulares nas coordenadas do corpos; astronomia esférica, que desenvolve métodos matemáticos para determinar as posições e movimentos aparentes dos corpos celestes usando vários sistemas de coordenadas, bem como a teoria das mudanças regulares nas coordenadas dos luminares ao longo do tempo; A astronomia teórica fornece métodos para determinar as órbitas de corpos celestes a partir de suas posições aparentes e métodos para calcular as efemérides (posições aparentes) de corpos celestes a partir de elementos conhecidos de suas órbitas (o problema inverso). A mecânica celeste estuda as leis do movimento dos corpos celestes sob a influência das forças gravitacionais universais, determina as massas e a forma dos corpos celestes e a estabilidade de seus sistemas. Essas três seções basicamente resolvem o primeiro problema da astronomia (o estudo do movimento dos corpos celestes), e são frequentemente chamadas de astronomia clássica. A astrofísica estuda a estrutura, as propriedades físicas e a composição química dos objetos celestes. Divide-se em: a) astrofísica prática (observacional), na qual são desenvolvidos e aplicados métodos práticos de pesquisa astrofísica e instrumentos e instrumentos relacionados; b) astrofísica teórica, na qual, com base nas leis da física, são dadas explicações para os fenômenos físicos observados. Vários ramos da astrofísica são distinguidos por métodos de pesquisa específicos. A astronomia estelar estuda as regularidades da distribuição espacial e movimento de estrelas, sistemas estelares e matéria interestelar, levando em consideração suas características físicas. A cosmoquímica estuda a composição química dos corpos cósmicos, as leis de abundância e distribuição dos elementos químicos no Universo, os processos de combinação e migração dos átomos durante a formação da matéria cósmica. Às vezes eles distinguem a cosmoquímica nuclear, que estuda os processos de decaimento radioativo e a composição isotópica dos corpos cósmicos. A nucleogênese não é considerada no âmbito da cosmoquímica. Nestas duas seções, as questões do segundo problema da astronomia (a estrutura dos corpos celestes) são principalmente resolvidas. A cosmogonia considera a origem e evolução dos corpos celestes, incluindo a nossa Terra. A cosmologia estuda os padrões gerais da estrutura e desenvolvimento do Universo. Com base em todo o conhecimento adquirido sobre os corpos celestes, as duas últimas seções da astronomia resolvem seu terceiro problema (a origem e evolução dos corpos celestes). O curso de astronomia geral contém uma exposição sistemática de informações sobre os principais métodos e os principais resultados obtidos por diversos ramos da astronomia. Uma das novas direções, formada apenas na segunda metade do século 20, é a arqueoastronomia, que estuda o conhecimento astronômico de povos antigos e ajuda a datar estruturas antigas baseadas no fenômeno da precessão da Terra. O estudo das estrelas e a evolução estelar é fundamental para a nossa compreensão do Universo. Os astrônomos estudam estrelas usando observações e modelos teóricos, e agora também com a ajuda de simulações numéricas de computador. A formação de estrelas ocorre em nebulosas de gás e poeira. Áreas de nebulosas suficientemente densas podem ser comprimidas pela gravidade, aquecendo devido à energia potencial liberada neste caso. Quando a temperatura se torna alta o suficiente, as reações termonucleares começam no núcleo da protoestrela e ela se torna uma estrela. Quase todos os elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio são produzidos nas estrelas.