Pôvod Zeme (kozmogonické hypotézy)

kozmogonické hypotézy. Vedecký prístup k otázke pôvodu Zeme a slnečnej sústavy bol možný po posilnení myšlienky materiálnej jednoty vo vesmíre vo vede. O vzniku a vývoji nebeských telies existuje veda – kozmogónia.

Prvé pokusy o vedecké zdôvodnenie otázky pôvodu a vývoja slnečnej sústavy sa uskutočnili pred 200 rokmi.

Všetky hypotézy o pôvode Zeme možno rozdeliť do dvoch hlavných skupín: hmlovinové (lat. „hmlovina“ – hmla, plyn) a katastrofické. Prvá skupina je založená na princípe vzniku planét z plynu, z prachových hmlovín. Druhá skupina je založená na rôznych katastrofických javoch (zrážka nebeských telies, blízky prechod hviezd od seba atď.).

Hypotéza Kanta a Laplacea. Prvou vedeckou hypotézou o vzniku slnečnej sústavy bola hypotéza I. Kanta (1755). Nezávisle od neho prišiel k rovnakým záverom aj ďalší vedec – francúzsky matematik a astronóm P. Laplace, ktorý však hypotézu rozvinul hlbšie (1797). Obe hypotézy sú si v podstate podobné a často sa považujú za jednu a jej autori sú považovaní za zakladateľov vedeckej kozmogónie.

Kant-Laplaceova hypotéza patrí do skupiny nebulárnych hypotéz. Podľa ich koncepcie sa v mieste Slnečnej sústavy predtým nachádzala obrovská plyno-prachová hmlovina (prachová hmlovina pevných častíc podľa I. Kanta; plynová hmlovina podľa P. Laplacea). Hmlovina bola horúca a točila sa. Vplyvom gravitačných zákonov sa jeho hmota postupne kondenzovala, splošťovala a v strede sa vytvorilo jadro. Tak vzniklo prvotné Slnko. Ďalšie ochladzovanie a zhutňovanie hmloviny viedlo k zvýšeniu uhlovej rýchlosti rotácie, v dôsledku čoho sa na rovníku vonkajšia časť hmloviny oddelila od hlavnej hmoty vo forme prstencov rotujúcich v rovníkovej rovine: vzniklo ich niekoľko. Ako príklad uviedol Laplace prstence Saturna. Pri nerovnomernom ochladzovaní sa prstence lámali a v dôsledku príťažlivosti medzi časticami došlo k vzniku planét obiehajúcich okolo Slnka. Chladiace planéty boli pokryté pevnou kôrou, na povrchu ktorej sa začali rozvíjať geologické procesy.

I. Kant a P. Laplace správne zaznamenali hlavné a charakteristické znaky štruktúry slnečnej sústavy:

prevažná väčšina hmoty (99,86 %) systému je sústredená v Slnku;

planéty obiehajú takmer po kruhových dráhach a takmer v rovnakej rovine;

všetky planéty a takmer všetky ich satelity sa otáčajú rovnakým smerom, všetky planéty sa otáčajú okolo svojej osi rovnakým smerom.

Významnou zásluhou I. Kanta a P. Laplacea bolo vytvorenie hypotézy založenej na myšlienke vývoja hmoty. Obaja vedci sa domnievali, že hmlovina má rotačný pohyb, v dôsledku čoho sa častice zhutňujú a vznikajú planéty a Slnko. Verili, že pohyb je neoddeliteľný od hmoty a je večný ako hmota sama.

Kant-Laplaceova hypotéza existuje takmer dvesto rokov. Následne sa ukázalo, že to bolo nekonzistentné. Zistilo sa teda, že satelity niektorých planét, ako napríklad Urán a Jupiter, sa otáčajú iným smerom ako samotné planéty. Podľa modernej fyziky sa plyn oddelený od centrálneho tela musí rozptýliť a nemôže sa sformovať do plynových prstencov a neskôr do planét. Ďalšie významné nedostatky hypotézy Kanta a Laplacea sú nasledujúce.

Je známe, že moment hybnosti v rotujúcom telese zostáva vždy konštantný a je rozložený rovnomerne po celom telese v pomere k hmotnosti, vzdialenosti a uhlovej rýchlosti zodpovedajúcej časti telesa. Tento zákon platí aj pre hmlovinu, z ktorej vzniklo Slnko a planéty. V slnečnej sústave hybnosť nezodpovedá zákonu rozloženia hybnosti v hmote, ktorá vznikla z jedného telesa. Planéty Slnečnej sústavy obsahujú 98 % momentu hybnosti sústavy a Slnko má len 2 %, zatiaľ čo Slnko tvorí 99,86 % celej hmoty Slnečnej sústavy.

Ak zrátame rotačné momenty Slnka a ostatných planét, tak vo výpočtoch vyjde, že primárne Slnko rotovalo rovnakou rýchlosťou ako teraz rotuje Jupiter. V tomto ohľade muselo mať Slnko rovnakú kontrakciu ako Jupiter. A to, ako ukazujú výpočty, nestačí na to, aby spôsobilo fragmentáciu rotujúceho Slnka, ktoré sa podľa Kanta a Laplacea rozpadlo v dôsledku nadmernej rotácie.

3. V súčasnosti je dokázané, že hviezda s nadmernou rotáciou sa rozpadá na časti a netvorí rodinu planét. Ako príklad môžu slúžiť spektrálne binárne a viacnásobné systémy.

Džínsová hypotéza. Po Kant-Laplaceovej hypotéze v kozmogónii vzniklo niekoľko ďalších hypotéz o vzniku slnečnej sústavy.

Objavujú sa takzvané katastrofické, ktoré sú založené na prvku náhody, prvku šťastnej náhody:

Buffon - Zem a planéty vznikli v dôsledku zrážky Slnka s kométou; Chamberlain a Multon - vznik planét je spojený so slapovým pôsobením inej hviezdy prechádzajúcej okolo Slnka.

Ako príklad hypotézy katastrofického smeru uvažujme koncept anglického astronóma Jeansa (1919). Jeho hypotéza je založená na možnosti prechodu inej hviezdy v blízkosti Slnka. Pod vplyvom jeho príťažlivosti unikol zo Slnka prúd plynu, ktorý sa ďalším vývojom zmenil na planéty slnečnej sústavy. Plynový prúd mal tvar cigary. V centrálnej časti tohto telesa otáčajúceho sa okolo Slnka vznikli veľké planéty - Jupiter a Saturn a na koncoch "cigary" - planéty pozemskej skupiny: Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Pluto.

Jeans veril, že prechod hviezdy okolo Slnka, ktorý viedol k vytvoreniu planét slnečnej sústavy, môže vysvetliť nesúlad v rozložení hmoty a momentu hybnosti v slnečnej sústave. Hviezda, ktorá vytiahla prúd plynu zo Slnka, udelila rotujúcej „cigare“ prebytok uhlovej hybnosti. Tak bol odstránený jeden z hlavných nedostatkov Kant-Laplaceovej hypotézy.

Ruský astronóm N. I. Parisky v roku 1943 vypočítal, že pri vysokej rýchlosti hviezdy prechádzajúcej okolo Slnka mala z hviezdy odísť aj plynný výbežok. Pri nízkej rýchlosti hviezdy mal prúd plynu dopadnúť na Slnko. Iba v prípade presne definovanej rýchlosti hviezdy by sa plynný výbežok mohol stať satelitom Slnka. V tomto prípade by jej dráha mala byť 7-krát menšia ako dráha planéty najbližšie k Slnku – Merkúru.

Jeansova hypotéza, ako aj Kant-Laplaceova hypotéza teda nemohli poskytnúť správne vysvetlenie neúmerného rozloženia momentu hybnosti v slnečnej sústave. Najväčším nedostatkom tejto hypotézy je fakt náhodnosti, exkluzivita vzniku rodiny planét, čo je v rozpore s materialistickým svetonázorom a dostupnými faktami, ktoré naznačujú prítomnosť planét v iných hviezdnych svetoch. Výpočty navyše ukázali, že priblíženie hviezd vo svetovom priestore je prakticky nemožné a aj keby sa tak stalo, prechádzajúca hviezda by planétam nemohla dať pohyb po kruhových dráhach.

moderné hypotézy. Vedci našej krajiny dosiahli veľký úspech vo vývoji kozmogónie. Najpopulárnejšie sú hypotézy o pôvode slnečnej sústavy, ktoré vytvorili O. Yu.Schmidt a V. G. Fesenkov. Obaja vedci pri rozvíjaní svojich hypotéz vychádzali z predstáv o jednote hmoty vo vesmíre, o neustálom pohybe a vývoji hmoty, čo sú jej hlavné vlastnosti, o rozmanitosti sveta v dôsledku rôznych foriem existencie záležitosť.

Hypotéza O. Yu Schmidta. Podľa konceptu O.Yu. Schmidta, slnečná sústava vznikla nahromadením medzihviezdnej hmoty zachytenej Slnkom v procese pohybu vo svetovom priestore. Slnko sa pohybuje okolo stredu Galaxie a za 180 miliónov rokov urobí úplnú revolúciu. Medzi hviezdami Galaxie sú veľké nahromadenia plynno-prachových hmlovín. Na základe toho O. Yu Schmidt veril, že Slnko pri pohybe vstúpilo do jedného z týchto oblakov a vzalo ho so sebou. Silou svojej príťažlivosti spôsobil, že sa oblak točil okolo seba. Schmidt veril, že pôvodný oblak medzihviezdnej hmoty má určitú rotáciu, inak by jeho častice dopadli na Slnko.

V procese revolúcie oblaku okolo Slnka sa malé častice koncentrovali v rovníkovej časti. Oblak sa zmenil na plochý zhutnený rotujúci disk, v ktorom v dôsledku zvýšenia vzájomnej príťažlivosti častíc dochádzalo ku kondenzácii. Výsledné zhluky-telá rástli na úkor malých častíc, ktoré sa k nim pripájali, ako snehová guľa. Týmto spôsobom vznikli planéty a okolo nich rotujúce satelity. Planéty sa začali otáčať po kruhových dráhach v dôsledku spriemerovania dráh malých častíc.

Zem podľa O. Yu.Schmidta tiež vznikla z roja studených pevných častíc. K postupnému zahrievaniu vnútra Zeme dochádzalo vplyvom energie rádioaktívneho rozpadu, čo viedlo k uvoľňovaniu vody a plynu, ktoré boli v malom množstve súčasťou pevných častíc. V dôsledku toho vznikli oceány a atmosféra, čo viedlo k vzniku života na Zemi.

Hypotéza O. Yu.Schmidta správne vysvetľuje množstvo zákonitostí v štruktúre slnečnej sústavy. Vedec sa domnieva, že existujúce nezrovnalosti v rozložení hybnosti Slnka a planét sú vysvetlené rôznymi počiatočnými momentmi hybnosti Slnka a plynno-prachovej hmloviny. Schmidt vypočítal a matematicky zdôvodnil vzdialenosti planét od Slnka a medzi sebou a zistil príčiny vzniku veľkých a malých planét v rôznych častiach slnečnej sústavy a rozdiel v ich zložení. Pomocou výpočtov sú podložené dôvody rotačného pohybu planét v jednom smere. Nevýhodou hypotézy je uvažovanie o otázke pôvodu planét izolovane od vzniku Slnka, definujúceho člena sústavy. Koncept nie je bez prvku náhody: zachytenie medzihviezdnej hmoty Slnkom.

Hypotéza V. G. Fesenkova. Práca astronóma V. A. Ambartsumyana, ktorý dokázal kontinuitu vzniku hviezd v dôsledku kondenzácie hmoty zo riedkych plynno-prachových hmlovín, umožnila akademikovi V. G. Fesenkovovi predložiť novú hypotézu. Fesenkov verí, že proces formovania planét je rozšírený vo vesmíre, kde je veľa planetárnych systémov. Podľa jeho názoru je vznik planét spojený so vznikom nových hviezd, ktoré sú výsledkom kondenzácie pôvodne riedkej hmoty. Súčasný vznik Slnka a planét dokazuje rovnaký vek Zeme a Slnka.

V dôsledku zhutnenia plyno-prachového oblaku sa vytvoril hviezdicový zhluk. Vplyvom rýchlej rotácie hmloviny sa značná časť plynno-prachovej hmoty posúvala stále ďalej od stredu hmloviny pozdĺž roviny rovníka a vytvárala niečo ako disk. Postupne zhutňovanie plynno-prachovej hmloviny viedlo k vytvoreniu planetárnych zhlukov, ktoré následne vytvorili moderné planéty slnečnej sústavy. Na rozdiel od Schmidta sa Fesenkov domnieva, že plynno-prachová hmlovina bola v horúcom stave. Jeho veľkou zásluhou je podloženie zákona o vzdialenostiach planét v závislosti od hustoty prostredia. VT. Fesenkov matematicky podložil dôvody stability momentu hybnosti v slnečnej sústave stratou hmoty Slnka pri výbere hmoty, v dôsledku čoho sa spomalila jej rotácia. V.G. Fesenkov tiež argumentuje v prospech spätného pohybu niektorých satelitov Jupitera a Saturnu, vysvetľuje to zachytením asteroidov planétami.

V tomto štádiu štúdia vesmíru hypotéza V. G. Fesenkova správne osvetľuje problematiku vzniku, vývoja a štruktúrnych znakov slnečnej sústavy. Z koncepcie hypotézy vyplýva, že formovanie planét je vo vesmíre rozšírený proces. K vzniku planét došlo z látky úzko spojenej s primárnym Slnkom, bez zásahu vonkajších síl.

Štruktúra a zloženie Zeme

Hmotnosť Zeme sa odhaduje na 5,98-1027 g a jej objem - na 1,083-1027 cm3. Preto je priemerná hustota planéty asi 5,5 g/cm 3 . Ale hustota hornín, ktoré máme k dispozícii, je 2,7-3,0 g / cm3. Z toho vyplýva, že hustota hmoty Zeme nie je rovnomerná.

Zem obklopuje silný plynný obal - atmosféra. Je akýmsi regulátorom metabolických procesov medzi Zemou a Kozmom. V zložení plynného obalu sa rozlišuje niekoľko gúľ, ktoré sa líšia zložením a fyzikálnymi vlastnosťami. Prevažná časť plynnej hmoty je uzavretá v troposfére, ktorej horná hranica, nachádzajúca sa vo výške asi 17 km na rovníku, klesá smerom k pólom na 8-10 km. Vyššie, v celej stratosfére a mezosfére vzrastá riedkosť plynov, komplexne sa menia tepelné podmienky. V nadmorskej výške 80 až 800 km sa nachádza ionosféra - oblasť vysoko riedeného plynu, medzi časticami ktorého prevládajú elektricky nabité. Najvzdialenejšiu časť plynového obalu tvorí exosféra, ktorá siaha do nadmorskej výšky 1800 km. Z tejto gule dochádza k disipácii najľahších atómov – vodíka a hélia.

Hlavnými metódami štúdia vnútorných častí našej planéty sú geofyzikálne, predovšetkým pozorovania rýchlosti šírenia seizmických vĺn generovaných výbuchmi alebo zemetraseniami. Rovnako ako od kameňa hodeného do vody sa na hladine vody rozchádzajú rôznymi smermi.

vlny, tak sa elastické vlny šíria v pevnej hmote od zdroja výbuchu. Medzi nimi sa rozlišujú vlny pozdĺžnych a priečnych vibrácií. Pozdĺžne vibrácie sú zmeny stláčania a napätia hmoty v smere šírenia vĺn. Priečne vibrácie možno znázorniť ako striedavé posuny v smere kolmom na šírenie vlny.

Vlny pozdĺžnych vibrácií, alebo, ako sa hovorí, pozdĺžne vlny, sa šíria v pevnej látke vyššou rýchlosťou ako priečne. Pozdĺžne vlny sa šíria v pevnej aj kvapalnej hmote, priečne vlny sa šíria len v pevnej hmote. Ak sa teda pri prechode seizmických vĺn cez akékoľvek teleso zistí, že neprenáša priečne vlny, potom môžeme predpokladať, že táto látka je v kvapalnom stave. Ak telesom prechádzajú oba typy seizmických vĺn, potom je to dôkaz pevného skupenstva hmoty.

Rýchlosť vĺn sa zvyšuje so zvyšujúcou sa hustotou hmoty. Pri prudkej zmene hustoty hmoty sa prudko zmení rýchlosť vĺn. V dôsledku štúdia šírenia seizmických vĺn Zemou sa zistilo, že existuje niekoľko definovaných hraníc pre skok v rýchlosti vĺn. Preto sa predpokladá, že Zem pozostáva z niekoľkých sústredných schránok (geosfér).

Na základe stanovených troch hlavných rozhraní sa rozlišujú tri hlavné geosféry: zemská kôra, plášť a jadro (obr. 2.1).

Prvé rozhranie je charakterizované prudkým zvýšením rýchlostí pozdĺžnych seizmických vĺn zo 6,7 na 8,1 km/s. Táto hranica sa nazýva úsek Mohorovićic (na počesť srbského vedca A. Mohorovichića, ktorý ju objavil), alebo jednoducho hranica M. Oddeľuje zemská kôra z plášťa. Hustota látky zemskej kôry, ako je uvedené vyššie, nepresahuje 2,7-3,0 g/cm3. Hranica M sa nachádza pod kontinentmi v hĺbke 30 až 80 km a pod dnom oceánu - od 4 do 10 km.

Vzhľadom na to, že polomer zemegule je 6371 km, zemská kôra je tenký film na povrchu planéty, ktorý tvorí menej ako 1 % jej celkovej hmotnosti a približne 1,5 % jej objemu.

Plášť - najmocnejšia z geosfér Zeme. Rozprestiera sa do hĺbky 2900 km a zaberá 82,26 % objemu planéty. Plášť obsahuje 67,8 % hmotnosti Zeme. S hĺbkou sa hustota látky plášťa ako celku zvyšuje z 3,32 na 5,69 g/cm3, aj keď k tomu dochádza nerovnomerne.

Ryža. 2.1. Schéma vnútornej štruktúry Zeme

Pri kontakte so zemskou kôrou je látka plášťa v pevnom stave. Preto sa zemská kôra spolu s najvrchnejšou časťou plášťa nazýva litosféra.

Súhrnný stav plášťovej hmoty pod litosférou nie je dostatočne preskúmaný a na túto záležitosť existujú rôzne názory. Predpokladá sa, že teplota plášťa v hĺbke 100 km je 1100-1500°C, v hlbokých častiach je oveľa vyššia. Tlak v hĺbke 100 km sa odhaduje na 30 tisíc atm, v hĺbke 1000 km - 1350 tisíc atm. Napriek vysokej teplote, súdiac podľa šírenia seizmických vĺn, je materiál plášťa prevažne pevný. Kolosálny tlak a vysoká teplota znemožňujú obvyklý kryštalický stav. Plášťová hmota je zjavne v špeciálnom stave s vysokou hustotou, čo je na zemskom povrchu nemožné. Pokles tlaku alebo mierne zvýšenie teploty by malo spôsobiť rýchly prechod látky do stavu taveniny.

Plášť je rozdelený na horný (vrstva B, siahajúca do hĺbky 400 km), stredný (vrstva C - od 400 do 1000 km) a spodný (vrstva D - od 1000 do 2900 km). Vrstva C sa tiež nazýva Golitsinova vrstva (na počesť ruského vedca B.B. Golitsina, ktorý túto vrstvu založil) a vrstva B sa nazýva Gutenbergova vrstva (na počesť nemeckého vedca B. Gutenberga, ktorý ju vyčlenil).

Vo vrchnom plášti (vrstva B) sa nachádza zóna, v ktorej rýchlosť priečnych seizmických vĺn výrazne klesá. Zjavne je to spôsobené tým, že látka v zóne je čiastočne v kvapalnom (roztavenom) stave. Zóna zníženej rýchlosti šírenia priečnych seizmických vĺn naznačuje, že kvapalná fáza je do 10 %, čo sa prejavuje plastickejším stavom hmoty v porovnaní s hornou a spodnou vrstvou plášťa. Relatívne plastická vrstva s nízkou rýchlosťou seizmických vĺn sa nazýva astenosféra (z gréčtiny. asténov - slabý). Hrúbka oslabenej zóny dosahuje 200-300 km. Nachádza sa v hĺbke asi 100-200 km, ale hĺbka je rôzna: v centrálnych častiach oceánov je astenosféra umiestnená vyššie, pod stabilnými oblasťami kontinentov klesá hlbšie.

Astenosféra je veľmi dôležitá pre rozvoj globálnych endogénnych geologických procesov. Najmenšie narušenie termodynamickej rovnováhy prispieva k tvorbe obrovských hmôt roztavenej hmoty (astenolitov), ​​ktoré stúpajú nahor a prispievajú k pohybu jednotlivých blokov litosféry nad zemským povrchom. V astenosfére sa objavujú magmatické komory. Na základe úzkeho vzťahu medzi litosférou a astenosférou sa tieto dve vrstvy spájajú pod názvom tektonosféra.

V poslednom čase pozornosť vedcov v plášti priťahuje zóna nachádzajúca sa v hĺbke 670 km. Získané údaje naznačujú, že táto zóna načrtáva spodnú hranicu konvekčného prenosu tepla a hmoty, ktorá spája horný plášť (vrstva B) a hornú časť medzivrstvy s litosférou.

V rámci plášťa sa rýchlosť seizmických vĺn vo všeobecnosti zvyšuje v radiálnom smere z 8,1 km/s na rozhraní zemskej kôry s plášťom na 13,6 km/s v spodnom plášti. Ale v hĺbke asi 2900 km sa rýchlosť pozdĺžnych seizmických vĺn prudko znižuje na 8,1 km/s a priečne vlny sa hlbšie vôbec nešíria. Toto označuje hranicu medzi plášťom a jadrom Zeme.

Vedcom sa podarilo zistiť, že na rozhraní plášťa a jadra v hĺbkovom intervale 2700-2900 km sa v prechodovej vrstve D 1 (na rozdiel od spodného plášťa, ktorý má index D) generujú obrovské tepelné prúdy - chocholy, periodicky prenikajúce do celého plášťa a objavujúce sa na povrchu Zeme v podobe rozsiahlych vulkanických polí.

Zemské jadro - centrálnej časti planéty. Zaberá len asi 16 % jej objemu, no obsahuje viac ako tretinu celej hmoty Zeme. Súdiac podľa šírenia seizmických vĺn, periféria jadra je v kvapalnom stave. Pozorovania pôvodu prílivových vĺn zároveň umožnili zistiť, že elasticita Zeme ako celku je veľmi vysoká, väčšia ako elasticita ocele. Zdá sa, že látka jadra je v nejakom úplne zvláštnom stave. Prevládajú tu extrémne vysoké tlakové pomery niekoľko miliónov atmosfér. Za týchto podmienok nastáva úplná alebo čiastočná deštrukcia elektrónových obalov atómov, látka je „metalizovaná“, t.j. získava vlastnosti charakteristické pre kovy vrátane vysokej elektrickej vodivosti. Je možné, že zemský magnetizmus je výsledkom elektrických prúdov vznikajúcich v jadre v dôsledku rotácie zeme okolo svojej osi.

Hustota jadra - 5520 kg/m 3, t.j. táto látka je dvakrát ťažšia ako kamenná škrupina Zeme. Látka jadra je nehomogénna. V hĺbke asi 5100 km sa rýchlosť šírenia seizmických vĺn opäť zvyšuje z 8100 m/s na 11 000 m/s. Preto sa predpokladá, že centrálna časť jadra je pevná.

Materiálové zloženie rôznych obalov Zeme je veľmi zložitý problém. Na priame štúdium zloženia je k dispozícii iba zemská kôra. Dostupné údaje naznačujú, že zemská kôra pozostáva hlavne z kremičitanov a 99,5 % jej hmoty tvorí osem chemických prvkov: kyslík, kremík, hliník, železo, horčík, vápnik, sodík a draslík. Všetky ostatné chemické prvky spolu tvoria asi 1,5 %.

Zloženie hlbších sfér Zeme možno posúdiť len predbežne pomocou geofyzikálnych údajov a výsledkov štúdia zloženia meteoritov. Preto sa modely materiálového zloženia hlbokých sfér Zeme, vyvinuté rôznymi vedcami, líšia. S veľkou istotou možno predpokladať, že horný plášť pozostáva tiež z kremičitanov, ale obsahuje menej kremíka a viac železa a horčíka v porovnaní so zemskou kôrou, a spodný plášť je tvorený oxidmi kremíka a horčíka, ktorých kryštalická štruktúra je oveľa hustejšie ako tieto zlúčeniny nachádzajúce sa v zemskej kôre.

. ... geológie NO PREDNÁŠKY GEOLOGYPrednáška 1. Geológia a cyklugeologickévedy. Stručný prehľad histórie Geológia a cyklugeologickévedy. Geológia ...

Prednáška 1 Geológia a cyklus geologických vied (1)

Prednáškový kurz

... GEOLOGYPrednáška 1. Geológia a cyklugeologickévedy. ... geológie NO PREDNÁŠKYÚVOD DO ŠPECIALITY Minsk 2005 VŠEOBECNÉ INFORMÁCIE O GEOLOGYPrednáška 1. Geológia a cyklugeologickévedy. Stručný prehľad histórie Geológia a cyklugeologickévedy. Geológia ...

B 2 matematický a prírodovedný cyklus základná časť b 2 1 matematika a matematické metódy v biológii abstrakt

Dokument

... prednášky Počet hodín Formy kontroly aktuálneho postupu 1 2 3 4 Geológia

VEDY O VESMÍNE A O ZEMI

Kozmológia je fyzikálna štúdia vesmíru ako celku.

V modernom jazyku existujú tri blízke pojmy: vesmír, bytie a vesmír, ktoré by mali byť oddelené.

Vesmír je filozofický výraz pre „svet ako celok“.

Vesmír je celý existujúci hmotný svet, nekonečne rôznorodý vo formách, ktoré hmota naberá v procese svojho vývoja.

Astronómiou skúmaný vesmír je súčasťou hmotného sveta, ktorý je prístupný výskumu vedeckými prostriedkami zodpovedajúcimi dosiahnutému stupňu rozvoja vedy. Kozmos je synonymom definície vesmíru. Často rozlišujte blízky vesmír, skúmaný pomocou satelitov, kozmických lodí, medziplanetárnych staníc a hlbokého vesmíru - svet hviezd a galaxií.

Fyzikálne štúdium vesmíru ako celku sa nazýva kozmológia.

Veda o pôvode nebeských telies je kozmogónia.

Teoretickým základom kozmológie sú základy fyzikálnej teórie (všeobecná teória relativity, teória poľa atď.), empirickým základom je extragalaktická astronómia.

Treba si uvedomiť, že závery kozmológie majú postavenie modelov, pretože predmetom kozmológie je objekt v časopriestorových reprezentáciách taký grandiózny, že jedným zo základných princípov prírodnej vedy o možnosti vykonávať kontrolovaný a reprodukovateľný experiment na skúmaný objekt sa ukáže ako nerealizovateľný.

Model je možné vysvetlenie javu a model funguje dovtedy, kým sa neobjavia experimentálne údaje, ktoré mu odporujú. Potom, aby sa nahradil zastaraný model, sa objaví nový.

Presne povedané, všetky zákony a vedecké teórie sú modely, pretože ich možno v procese vedeckého rozvoja nahradiť inými pojmami.

Kozmológia má pôvod v predstavách staroveku, v starogréckej mytológii, kde je podrobne a pomerne systematicky popísaná o stvorení sveta a jeho štruktúre. Neskôr, v rámci filozofie, bol všeobecne uznávaným výsledkom antickej kozmológie geocentrický koncept Ptolemaia, ktorý existoval počas celého stredoveku.

Mikuláš Koperník, ktorý navrhol heliocentrický model sveta, je považovaný za zakladateľa vedeckej kozmológie.

Giordano Bruno predložil myšlienky nekonečného, ​​večného a obývaného vesmíru. Brunove nápady ďaleko predbehli jeho vek. Ale nedokázal uviesť jediný fakt, ktorý by potvrdil jeho kozmológiu.

Neskôr Galileo a Kepler konečne opustili mylnú predstavu Slnka ako stredu vesmíru. Kepler objasnil zákonité pohyby planét a Newton dokázal, že všetky telesá vo vesmíre, bez ohľadu na veľkosť, chemické zloženie, štruktúru a iné vlastnosti, k sebe navzájom gravitujú. Newtonova kozmológia spolu s pokrokmi 18. a 17. storočia definovala to, čo sa niekedy nazýva klasický svetonázor.

Tento klasický model je pomerne jednoduchý a prehľadný. Vesmír je považovaný za nekonečný v priestore a čase, inými slovami, večný. Základným zákonom, ktorý riadi pohyb a vývoj nebeských telies, je zákon univerzálnej gravitácie. Priestor nie je nijako spojený s telami v ňom umiestnenými a zohráva pasívnu úlohu schránky týchto tiel. Ak by všetky tieto telá náhle zmizli, priestor a čas by zostali nezmenené. Podrobnosti o vzostupe a páde nebeských telies boli nejasné, ale z väčšej časti bol tento model koherentný a konzistentný. Nemennosť kozmu je hlavnou myšlienkou stacionárneho vesmíru.

Strom astronomických vedomostí Klasická astronómia Astrometria: Sférická astronómia Fundamentálna astronómia Praktická astronómia Nebeská mechanika Moderná astronómia Astrofyzika Kozmogónia Kozmológia Dejiny astronómie možno rozdeliť na obdobia: pred spektroskopiou, roky) IV-tá spektroskopická (pred fotografiou, roky) V-ta moderna (1900-súčasnosť) Staroveký (pred rokom 1610) Klasický () Moderný (súčasnosť)

Vesmírne systémy Slnečná sústava Hviezdy viditeľné na oblohe Galaxie 1 astronomická jednotka = 149,6 milióna km 1ks (parsek) = AU = 3, 26 sv. rokov 1 svetelný rok (St. year) je vzdialenosť, ktorú preletí lúč svetla rýchlosťou takmer km/s za 1 rok a rovná sa 9,46 miliónom miliónov kilometrov!

Komunikácia s inými vedami 1 - heliobiológia 2 - xenobiológia 3 - vesmírna biológia a medicína 4 - matematická geografia 5 - kozmochémia A - sférická astronómia B - astrometria C - nebeská mechanika D - astrofyzika E - kozmológia E - kozmogónia G - kozmofyzika Biológia Fyzika Chémia a geofyzika História a spoločenské vedy Literatúra Filozofia

Teleskopy Reflektor (reflekto - odrážať) - 1667, Isaac Newton (Anglicko). Refraktor (refracto - lámem sa) - 1609, Galileo Galilei (Taliansko). Zrkadlový objektív - 1930, Barnhard Schmidt (Estónsko). Rozlíšenie α= 14"/D alebo α= λ/D Clona E=~S=(D/d xp) 2 Zväčšenie W=F/f=β/α

Hlavné zrkadlo 10-metrového Keckovho teleskopu. Pozostáva z 36 šesťhranných 1,8 m šesťhranných zrkadiel Keďže ďalekohľady Kek I a Kek II sú od seba vzdialené asi 85 m, majú rozlíšenie ekvivalentné ďalekohľadu s 85 m zrkadlom, t.j. približne 0,005 oblúkových sekúnd.

Vesmírne objekty vyžarujú celé spektrum elektromagnetického žiarenia, značnú časť neviditeľného žiarenia pohlcuje zemská atmosféra. Preto sa do vesmíru vypúšťajú špecializované vesmírne observatóriá na výskum v oblasti infračerveného, ​​röntgenového a gama žiarenia. Hubbleov teleskop (HST), pracujúci z mesta.Dĺžka - 15,1 m, hmotnosť 11,6 tony, zrkadlo 2,4 m

Astronómia je veda o vesmíre, ktorá študuje umiestnenie, pohyb, štruktúru, pôvod a vývoj nebeských telies a systémov, ktoré tvoria. Astronómia študuje najmä Slnko a iné hviezdy, planéty slnečnej sústavy a ich satelity, exoplanéty, asteroidy, kométy, meteority, medziplanetárnu hmotu, medzihviezdnu hmotu, pulzary, čierne diery, hmloviny, galaxie a ich zhluky, kvazary a mnohé ďalšie. viac. Astronómia je jednou z najstarších vied. Prehistorické kultúry a staroveké civilizácie po sebe zanechali početné astronomické artefakty, ktoré svedčia o ich znalosti zákonov pohybu nebeských telies. Príklady zahŕňajú preddynastické staroegyptské pamiatky (anglické) ruské. a Stonehenge. Už prvé civilizácie Babylončanov, Grékov, Číňanov, Indov a Mayov robili metodické pozorovania nočnej oblohy. Ale až vynález ďalekohľadu umožnil astronómiu rozvinúť sa do modernej vedy. Historicky astronómia zahŕňala astrometriu, navigáciu hviezd, pozorovaciu astronómiu, kalendárium a dokonca aj astrológiu. V súčasnosti je profesionálna astronómia často považovaná za synonymum astrofyziky. V 20. storočí bola astronómia rozdelená na dve hlavné vetvy: pozorovaciu a teoretickú. Pozorovacia astronómia je získavanie pozorovacích údajov o nebeských telesách, ktoré sa následne analyzujú. Teoretická astronómia je zameraná na vývoj počítačových, matematických alebo analytických modelov na popis astronomických objektov a javov. Tieto dve odvetvia sa navzájom dopĺňajú: teoretická astronómia hľadá vysvetlenia výsledkov pozorovaní, zatiaľ čo pozorovacia astronómia poskytuje materiál pre teoretické závery a hypotézy a možnosť ich testovania. Rok 2009 bol vyhlásený Organizáciou Spojených národov za Medzinárodný rok astronómie (IYA2009). Hlavný dôraz sa kladie na zvýšenie záujmu verejnosti o astronómiu a jej porozumenia. Je to jedna z mála vied, kde ešte môžu hrať aktívnu rolu laici. Amatérska astronómia prispela k množstvu významných astronomických objavov.Moderná astronómia sa delí na množstvo sekcií, ktoré spolu úzko súvisia, takže rozdelenie astronómie je do istej miery ľubovoľné. Hlavné sekcie astronómie sú: Astrometria – študuje zdanlivé polohy a pohyby hviezd. Predtým úloha astrometrie spočívala aj vo vysoko presnom určovaní zemepisných súradníc a času štúdiom pohybu nebeských telies (teraz sa na to používajú iné metódy). Moderná astrometria pozostáva z: fundamentálnej astrometrie, ktorej úlohou je určovať súradnice nebeských telies z pozorovaní, zostavovať katalógy pozícií hviezd a určovať číselné hodnoty astronomických parametrov - veličín, ktoré umožňujú brať do úvahy pravidelné zmeny súradníc telá; sférická astronómia, ktorá rozvíja matematické metódy na určovanie zdanlivých polôh a pohybov nebeských telies pomocou rôznych súradnicových systémov, ako aj teóriu pravidelných zmien súradníc svietidiel v čase; Teoretická astronómia poskytuje metódy na určenie dráh nebeských telies z ich zdanlivých polôh a metódy na výpočet efemerid (zdanlivých polôh) nebeských telies zo známych prvkov ich dráh (obrátený problém). Nebeská mechanika študuje zákonitosti pohybu nebeských telies pod vplyvom univerzálnych gravitačných síl, určuje hmotnosti a tvar nebeských telies a stabilitu ich sústav. Tieto tri časti v podstate riešia prvý problém astronómie (náuka o pohybe nebeských telies) a často sa nazývajú klasická astronómia. Astrofyzika študuje štruktúru, fyzikálne vlastnosti a chemické zloženie nebeských objektov. Delí sa na: a) praktickú (pozorovaciu) astrofyziku, v ktorej sa rozvíjajú a uplatňujú praktické metódy astrofyzikálneho výskumu a súvisiace prístroje a prístroje; b) teoretická astrofyzika, v ktorej sa na základe fyzikálnych zákonov podávajú vysvetlenia k pozorovaným fyzikálnym javom. Množstvo odborov astrofyziky sa odlišuje špecifickými metódami výskumu. Hviezdna astronómia študuje zákonitosti priestorového rozloženia a pohybu hviezd, hviezdnych systémov a medzihviezdnej hmoty, pričom zohľadňuje ich fyzikálne vlastnosti. Kozmochémia študuje chemické zloženie kozmických telies, zákony hojnosti a distribúcie chemických prvkov vo Vesmíre, procesy spájania a migrácie atómov pri vzniku kozmickej hmoty. Niekedy rozlišujú jadrovú kozmochémiu, ktorá študuje procesy rádioaktívneho rozpadu a izotopové zloženie kozmických telies. Nukleogenéza sa v rámci kozmochémie neuvažuje. V týchto dvoch častiach sa riešia najmä otázky druhého problému astronómie (štruktúra nebeských telies). Kozmogónia uvažuje o pôvode a vývoji nebeských telies vrátane našej Zeme. Kozmológia študuje všeobecné vzorce štruktúry a vývoja vesmíru. Na základe všetkých získaných poznatkov o nebeských telesách posledné dve sekcie astronómie riešia jej tretí problém (vznik a vývoj nebeských telies). Kurz všeobecnej astronómie obsahuje systematický výklad informácií o hlavných metódach a hlavných výsledkoch dosiahnutých v rôznych odvetviach astronómie. Jedným z nových smerov, ktorý sa sformoval až v druhej polovici 20. storočia, je archeoastronómia, ktorá študuje astronomické poznatky starých ľudí a pomáha datovať staroveké štruktúry na základe fenoménu precesie Zeme.Štúdium hviezd a hviezdneho vývoja je základom nášho chápania vesmíru. Astronómovia študujú hviezdy pomocou pozorovaní a teoretických modelov a teraz aj pomocou počítačových numerických simulácií. K tvorbe hviezd dochádza v plynových a prachových hmlovinách. Dostatočne husté oblasti hmlovín môžu byť stlačené gravitáciou a zahrievajú sa v dôsledku potenciálnej energie uvoľnenej v tomto prípade. Keď sa teplota dostatočne zvýši, v jadre protohviezdy začnú termonukleárne reakcie a stane sa z nej hviezda. Takmer všetky prvky ťažšie ako vodík a hélium vznikajú vo hviezdach.