See tekkis umbes 4600 miljonit aastat tagasi. Sellest ajast alates on selle pind erinevate protsesside mõjul pidevalt muutunud. Maa tekkis ilmselt mitu miljonit aastat pärast kosmoses toimunud kolossaalset plahvatust. Plahvatus tekitas tohutul hulgal gaasi ja tolmu. Teadlased usuvad, et selle osakesed, põrkuvad üksteisega, ühinesid kuuma aine hiiglaslikeks tükkideks, mis aja jooksul muutusid olemasolevateks planeetideks.
Teadlaste sõnul tekkis Maa pärast kolossaalset kosmilist plahvatust. Esimesed mandrid tekkisid tõenäoliselt õhuavadest pinnale voolanud sulakivimitest. Tahkudes muutis see maakoore paksemaks. Ookeanid võisid vulkaanilistes gaasides sisalduvatest tilkadest tekkida madalikel. Algne koosnes ilmselt samadest gaasidest.
Arvatakse, et Maa oli alguses uskumatult kuum ja selle pinnal oli sula kivide meri. Umbes 4 miljardit aastat tagasi hakkas Maa aeglaselt jahtuma ja jagunes mitmeks kihiks (vt paremal). Raskeimad kivimid vajusid sügavale Maa sisikonda ja moodustasid selle tuuma, jäädes kujuteldamatult kuumaks. Vähem tihe aine moodustas tuuma ümber rea kihte. Pinnal endal sulakivimid järk-järgult tahkusid, moodustades tahke maakoore, mis oli kaetud paljude vulkaanidega. Pinnale pursanud sulakivi külmus, moodustades maakoore. Madalad alad olid veega täidetud.
Maa täna
Kuigi maakera pind tundub tahke ja kõigutamatu, toimuvad siiski muutused. Neid põhjustavad mitmesugused protsessid, millest mõned hävitavad maapinna, teised taasloovad selle. Enamik muutusi toimub äärmiselt aeglaselt ja neid tuvastavad ainult spetsiaalsed seadmed. Uue mäeaheliku tekkeks kulub miljoneid aastaid, kuid võimas vulkaanipurse või koletu maavärin võib Maa pinna muuta päevade, tundide ja isegi minutitega. 1988. aastal hävitas Armeenias umbes 20 sekundit kestnud maavärin hooneid ja hukkus üle 25 000 inimese.
Maa struktuur
Üldiselt on Maa pallikujuline, poolustes veidi lapik. See koosneb kolmest põhikihist: koorik, vahevöö ja südamik. Iga kihi moodustavad erinevat tüüpi kivimid. Alloleval pildil on näha Maa ehitus, kuid kihid ei ole mõõtkavas. Välist kihti nimetatakse maakooreks. Selle paksus on 6–70 km. Maakoore all on vahevöö ülemine kiht, mille moodustab kõva kivi. Seda kihti koos maakoorega nimetatakse ja selle paksus on umbes 100 km. Litosfääri all olevat vahevöö osa nimetatakse astenosfääriks. See on umbes 100 km paksune ja koosneb tõenäoliselt osaliselt sulanud kivimitest. vahevöö varieerub 4000 °C-st südamiku lähedal kuni 1000 °C-ni astenosfääri ülemises osas. Alumine vahevöö koosneb tõenäoliselt tahkest kivimist. Välimine tuum koosneb rauast ja niklist, mis on ilmselt sulanud. Selle kihi temperatuur võib ulatuda 55 СТГС. Alussüdamiku temperatuur võib olla üle 6000'C. See on tahke kõigi teiste kihtide kolossaalse surve tõttu. Teadlased usuvad, et see koosneb peamiselt rauast (selle kohta lähemalt artiklis "").
Maakera kuju, suurus ja struktuur
Maal on keeruline konfiguratsioon. Selle kuju ei vasta ühelegi tavalisele geomeetrilisele kujundile. Maakera kujust rääkides arvatakse, et Maa kuju piirab kujuteldav pind, mis langeb kokku Maailma ookeani veepinnaga ja mis on tinglikult mandrite alla sirutatud nii, et loodijoon kl. mis tahes punkt maakeral on selle pinnaga risti. Seda kujundit nimetatakse geoidiks, s.t. Maale ainulaadne vorm.
Maa kuju uurimisel on üsna pikk ajalugu. Esimesed oletused Maa kerakuju kohta kuuluvad Vana-Kreeka teadlasele Pythagorasele (571–497 eKr). Teaduslikke tõendeid planeedi sfäärilisuse kohta andis aga Aristoteles (384-322 eKr), kes esimesena selgitas kuuvarjutuste kui Maa varju olemust.
18. sajandil arvutas I. Newton (1643-1727), et Maa pöörlemine põhjustab selle kuju hälbimise täpsest sfäärist ja pooluste küljes lamenemise. Selle põhjuseks on tsentrifugaaljõud.
Maa suuruse määramine on ka inimkonna meeli pikka aega hõivanud. Esmakordselt arvutas planeedi suuruse välja Aleksandria teadlane Eratosthenes Küreenest (umbes 276–194 eKr): tema andmetel on Maa raadius umbes 6290 km. Aastatel 1024-1039 AD Abu Reyhan Biruni arvutas välja Maa raadiuse, mis osutus võrdseks 6340 km-ga.
Esimest korda tegi geoidi kuju ja suuruse täpse arvutuse 1940. aastal A.A.Izotov. Tema arvutatud arv sai nime kuulsa vene maamõõtja F. N. Krasovski järgi, Krasovski ellipsoid. Need arvutused näitasid, et Maa kuju on kolmeteljeline ellipsoid ja erineb pöördeellipsoidist.
Mõõtmiste järgi on Maa poolustelt lapik pall. Ekvatoriaalraadius (ellipsi poolsuurtelg - a) on võrdne 6378 km 245 m, polaarraadius (pool-väiketelg - b) on 6356 km 863 m. Ekvatoriaal- ja polaarraadiuse vahe on 21 km 382 m.Maa kokkusurumine (a ja b vahe suhe a-sse) on (a-b)/a=1/298,3. Juhtudel, kui suuremat täpsust ei nõuta, võetakse Maa keskmiseks raadiuseks 6371 km.
Kaasaegsed mõõtmised näitavad, et geoidi pind ületab veidi 510 miljonit km ja Maa maht on ligikaudu 1,083 miljardit km. Maa muude omaduste - massi ja tiheduse - määramine toimub füüsika põhiseaduste alusel Seega on Maa mass 5,98 * 10 tonni Keskmise tiheduse väärtuseks osutus 5,517 g/ cm.
Maa üldine struktuur
Praeguseks on seismoloogiliste andmete kohaselt Maal tuvastatud kümmekond liidest, mis viitab selle sisestruktuuri kontsentrilisusele. Peamised nendest piiridest on: Mohorovici pind 30-70 km sügavusel mandritel ja 5-10 km sügavusel ookeanipõhja all; Wiechert-Gutenbergi pind 2900 km sügavusel. Need peamised piirid jagavad meie planeedi kolmeks kontsentriliseks kestaks - geosfääriks:
Maakoor on Maa väliskest, mis asub Mohorovicici pinna kohal;
Maa vahevöö on vahepealne kest, mida piiravad Mohorovici ja Wiechert-Gutenbergi pinnad;
Maa tuum on meie planeedi keskne keha, mis asub sügavamal kui Wiechert-Gutenbergi pind.
Lisaks põhipiiridele eristatakse geosfäärides mitmeid sekundaarseid pindu.
Maakoor. See geosfäär moodustab väikese osa Maa kogumassist. Paksuse ja koostise põhjal eristatakse kolme maakoore tüüpi:
Mandrilise maakoore maksimaalne paksus ulatub 70 km-ni. See koosneb tard-, moonde- ja settekivimitest, mis moodustavad kolm kihti. Ülemise kihi (sette) paksus ei ületa tavaliselt 10-15 km. Allpool on 10-20 km paksune graniitgneissikiht. Maakoore alumises osas asub kuni 40 km paksune balsatikiht.
Ookeanilist maakoort iseloomustab madal paksus - väheneb 10-15 km-ni. Samuti koosneb see 3 kihist. Ülemine, setteline, ei ületa mitusada meetrit. Teine, balsaat, kogupaksusega 1,5-2 km. Ookeanilise maakoore alumine kiht ulatub 3-5 km paksuseks. Seda tüüpi maakoor ei sisalda graniitgneissi kihti.
Siirdealade maakoor on tavaliselt iseloomulik suurte mandrite äärealadele, kus on arenenud ääremered ja asuvad saarte saarestikud. Siin asendub mandriline maakoor ookeanilisega ning loomulikult on üleminekualade maakoor kivimite struktuuri, paksuse ja tiheduse poolest vahepealsel kohal kahe ülalnimetatud maakoore tüübi vahel.
Maa vahevöö. See geosfäär on Maa suurim element - see võtab enda alla 83% selle mahust ja moodustab umbes 66% selle massist. Mantel sisaldab mitmeid liideseid, millest peamised on pinnad, mis asuvad 410, 950 ja 2700 km sügavusel. Füüsikaliste parameetrite väärtuste järgi jaguneb see geosfäär kaheks alamkestaks:
Ülemine vahevöö (Mohorovici pinnast kuni 950 km sügavuseni).
Alumine vahevöö (950 km sügavusest Wiechert-Gutenbergi pinnani).
Ülemine vahevöö jaguneb omakorda kihtideks. Ülemist kihti, mis asub Mohorovici pinnast kuni 410 km sügavuseni, nimetatakse Gutenbergi kihiks. Selle kihi sees eristatakse kõva kihti ja astenosfääri. Maakoor koos Gutenbergi kihi tahke osaga moodustab ühtse astenosfääril lamava kõva kihi, mida nimetatakse litosfääriks.
Gutenbergi kihi all asub Golitsini kiht. Mida mõnikord nimetatakse keskmiseks mantliks.
Alumine vahevöö on märkimisväärse paksusega, peaaegu 2 tuhat km, ja koosneb kahest kihist.
Maa tuum. Maa keskne geosfäär võtab enda alla umbes 17% selle mahust ja moodustab 34% selle massist. Südamiku lõigus eristatakse kahte piiri - 4980 ja 5120 km sügavusel. Seetõttu on see jagatud kolmeks elemendiks:
Välimine tuum - Wiechert-Gutenbergi pinnast kuni 4980 km. See kõrge rõhu ja temperatuuri all olev aine ei ole tavalises mõttes vedelik. Kuid sellel on mõned omadused.
Ülemineku kest on vahemikus 4980-5120 km.
Alamtuumik - alla 5120 km. Võimalik, et tahkes olekus.
Maa keemiline koostis on sarnane teiste maapealsete planeetide omaga<#"justify">· litosfäär (koor ja vahevöö ülemine osa) · hüdrosfäär (vedel kest) · atmosfäär (gaasikesta) Umbes 71% Maa pinnast on kaetud veega, selle keskmine sügavus on ligikaudu 4 km. Maa atmosfäär: rohkem kui 3/4 on lämmastik (N2); ligikaudu 1/5 on hapnik (O2). Pilved, mis koosnevad pisikestest veepiiskadest, katavad umbes 50% planeedi pinnast. Meie planeedi atmosfäär, nagu ka selle sisemus, võib jagada mitmeks kihiks. · Madalaimat ja tihedaimat kihti nimetatakse troposfääriks. Siin on pilved. · Meteorid süttivad mesosfääris. · Aurorad ja paljud tehissatelliitide orbiidid on termosfääri asukad. Seal hõljuvad kummituslikult hõbedased pilved. Hüpoteesid Maa päritolu kohta. Esimesed kosmogoonilised hüpoteesid Teaduslik lähenemine Maa ja Päikesesüsteemi päritolu küsimusele sai võimalikuks pärast seda, kui teaduses tugevnes universumi materiaalse ühtsuse idee. Tekib teadus taevakehade tekke ja arengu kohta – kosmogoonia. Esimesed katsed anda teaduslikku alust Päikesesüsteemi päritolu ja arengu küsimusele tehti 200 aastat tagasi. Kõik hüpoteesid Maa päritolu kohta võib jagada kahte põhirühma: udukujulised (ladina keeles "udukogu" - udu, gaas) ja katastroofilised. Esimene rühm põhineb planeetide moodustumise põhimõttel gaasist, tolmuudukogudest. Teine rühm põhineb erinevatel katastroofilistel nähtustel (taevakehade kokkupõrked, tähtede tihe läbimine üksteisest jne). Ühe esimesi hüpoteese väljendas 1745. aastal prantsuse loodusteadlane J. Buffon. Selle hüpoteesi kohaselt tekkis meie planeet Päikese poolt suure komeediga katastroofilise kokkupõrke käigus välja paisatud ühe päikeseainekogumi jahtumise tulemusena. J. Buffoni ideed Maa (ja teiste planeetide) tekkest plasmast kasutati terve rea hilisemates ja arenenumates hüpoteesides meie planeedi “kuuma” päritolu kohta. Nebulaarsed teooriad. Kanti ja Laplace’i hüpotees Nende hulgas on loomulikult esikohal saksa filosoofi I. Kanti (1755) välja töötatud hüpotees. Temast sõltumatult jõudis teine teadlane – prantsuse matemaatik ja astronoom P. Laplace – samadele järeldustele, kuid arendas hüpoteesi sügavamalt (1797). Mõlemad hüpoteesid on oma olemuselt sarnased ja neid peetakse sageli üheks ning selle autoreid peetakse teadusliku kosmogoonia rajajateks. Kant-Laplace'i hüpotees kuulub udukujuliste hüpoteeside rühma. Nende kontseptsiooni järgi oli Päikesesüsteemi kohal varem tohutu gaasi-tolmu udukogu (I. Kanti järgi tahketest osakestest koosnev tolmuudu; P. Laplace'i järgi gaasiudu). Udu oli kuum ja pöörles. Gravitatsiooniseaduste mõjul muutus selle aine järk-järgult tihedamaks, lamemaks, moodustades keskele tuuma. Nii tekkis esmane päike. Udu edasine jahutamine ja tihenemine tõi kaasa pöörlemise nurkkiiruse suurenemise, mille tulemusena eraldus ekvaatoril udu välimine osa põhimassist ekvaatoritasandil pöörlevate rõngaste kujul: mitmed need moodustati. Laplace tõi näiteks Saturni rõngad. Ebaühtlaselt jahtudes rebenesid rõngad ning osakeste vahelise tõmbe tõttu tekkisid ümber Päikese tiirlevad planeedid. Jahtuvad planeedid olid kaetud kõva koorikuga, mille pinnal hakkasid arenema geoloogilised protsessid. I. Kant ja P. Laplace märkisid õigesti ära Päikesesüsteemi ehituse peamised ja iseloomulikud tunnused: ) valdav osa süsteemi massist (99,86%) on koondunud Päikesele; ) planeedid tiirlevad peaaegu ringikujulistel orbiitidel ja peaaegu samal tasapinnal; ) kõik planeedid ja peaaegu kõik nende satelliidid pöörlevad samas suunas, kõik planeedid pöörlevad ümber oma telje samas suunas. I. Kanti ja P. Laplace’i märkimisväärseks saavutuseks oli hüpoteesi loomine, mis põhines mateeria arengu ideel. Mõlemad teadlased uskusid, et udukogul oli pöörlev liikumine, mille tulemusena osakesed tihenesid ning tekkisid planeedid ja Päike. Nad uskusid, et liikumine on mateeriast lahutamatu ja sama igavene kui mateeria ise. Kant-Laplace’i hüpotees on eksisteerinud peaaegu kakssada aastat. Seejärel tõestati selle vastuolu. Nii sai teatavaks, et mõne planeedi, näiteks Uraani ja Jupiteri, satelliidid pöörlevad erinevas suunas kui planeedid ise. Kaasaegse füüsika järgi peab keskkehast eraldatud gaas hajuma ja ei saa moodustuda gaasirõngasteks, hiljem aga planeetideks. Kant-Laplace'i hüpoteesi muud olulised puudused on järgmised: On teada, et nurkimpulss pöörlevas kehas jääb alati konstantseks ja jaotub kogu kehas ühtlaselt proportsionaalselt vastava kehaosa massi, kauguse ja nurkkiirusega. See seadus kehtib ka udukogu kohta, millest tekkis Päike ja planeedid. Päikesesüsteemis ei vasta liikumise hulk ühest kehast tekkiva massi liikumishulga jaotusseadusele. Päikesesüsteemi planeedid koondavad 98% süsteemi nurkimpulsist ja Päikesel on ainult 2%, samas kui Päike moodustab 99,86% Päikesesüsteemi kogumassist. Kui liita kokku Päikese ja teiste planeetide pöörlemismomendid, siis arvutustes selgub, et esmane Päike pöörles sama kiirusega, millega praegu pöörleb Jupiter. Sellega seoses oleks Päikesel pidanud olema sama kokkusurumine kui Jupiteril. Ja see, nagu arvutused näitavad, ei ole piisav, et põhjustada pöörleva Päikese killustumist, mis, nagu Kant ja Laplace uskusid, lagunes liigse pöörlemise tõttu. Nüüdseks on tõestatud, et liigse pöörlemisega täht laguneb pigem tükkideks, mitte ei moodusta planeetide perekonda. Näiteks on spektraalbinaar- ja mitmiksüsteemid. Katastroofide teooriad. Teksade oletus Maa kosmogooniline kontsentriline päritolu Pärast Kant-Laplace'i hüpoteesi kosmogoonias loodi veel mitu hüpoteesi Päikesesüsteemi tekke kohta. Ilmuvad nn katastroofilised, mis põhinevad juhuse elemendil, õnneliku juhuse elemendil: Erinevalt Kantist ja Laplace’ist, kes “laenasid” J. Buffonilt vaid Maa “kuuma” tekkimise idee, arendasid selle liikumise järgijad välja ka katastroofi enda hüpoteesi. Buffon uskus, et Maa ja planeedid tekkisid Päikese ja komeedi kokkupõrke tõttu; Chamberlain ja Multon – planeetide teket seostatakse Päikesest mööduva teise tähe mõjuga loodetele. Vaatleme katastroofilise hüpoteesi näitena inglise astronoomi Jeansi (1919) kontseptsiooni. Tema hüpotees põhineb võimalusel, et Päikese lähedalt möödub mõni teine täht. Selle gravitatsiooni mõjul pääses Päikeselt välja gaasivoog, mis edasise evolutsiooni käigus muutus Päikesesüsteemi planeetideks. Gaasivool oli sigari kujuga. Selle Päikese ümber pöörleva keha keskosas moodustusid suured planeedid - Jupiter ja Saturn ning "sigari" otstes - maapealsed planeedid: Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Pluuto. Jeans arvas, et tähe läbimine Päikesest mööda, mis põhjustas Päikesesüsteemi planeetide tekke, seletab Päikesesüsteemi massi ja nurkimpulsi jaotumise lahknevust. Päikesest gaasijoa rebis täht andis pöörlevale “sigarile” liigse nurkhoo. Seega kõrvaldati Kant-Laplace’i hüpoteesi üks peamisi puudusi. 1943. aastal arvutas Vene astronoom N.I. Pariyski, et Päikesest mööduva tähe suurel kiirusel oleks pidanud koos tähega lahkuma ka gaas. Tähe väikesel kiirusel oleks gaasijuga pidanud Päikesele langema. Ainult tähe rangelt määratletud kiiruse korral võib gaasiprominent saada Päikese satelliidiks. Sel juhul peaks selle orbiit olema 7 korda väiksem kui Päikesele lähima planeedi – Merkuuri orbiit. Seega ei suutnud Jeansi hüpotees, nagu ka Kant-Laplace'i hüpotees, anda õiget selgitust nurkimpulsi ebaproportsionaalsele jaotusele Päikesesüsteemis. Lisaks on arvutused näidanud, et tähtede lähenemine kosmilises ruumis on praktiliselt võimatu ja isegi kui see juhtuks, ei saaks mööduv täht planeetidele ringorbiitidel liikumist anda. Kaasaegsed hüpoteesid Maa “külma” päritolu hüpoteesides peitub põhimõtteliselt uus idee. Kõige sügavamalt arenenud meteoriidihüpoteesi pakkus välja Nõukogude teadlane O. Yu Schmidt 1944. aastal. Teiste “külma” päritolu hüpoteeside hulka kuuluvad K. Weizsäckeri (1944) ja J. Kuiperi (1951) hüpoteesid, mis on paljuski lähedased O. Yu. Schmidti, F. Foyle’i (Inglismaa), A. Cameron (USA) ja E. Schatzman (Prantsusmaa). Kõige populaarsemad on O.Yu loodud hüpoteesid päikesesüsteemi päritolu kohta. Schmidt ja V.G. Fesenkov. Mõlemad teadlased lähtusid oma hüpoteese välja töötades ideedest mateeria ühtsusest universumis, aine pidevast liikumisest ja evolutsioonist, mis on selle peamised omadused, maailma mitmekesisusest, mis on tingitud mateeria erinevatest eksisteerimisvormidest. . Hüpotees O.Yu. Schmidt O.Yu.Schmidti kontseptsiooni kohaselt moodustati Päikesesüsteem tähtedevahelise aine kogunemisest, mille Päike püüdis kosmoses liikumise käigus. Päike liigub ümber Galaktika keskpunkti, sooritades täispöörde iga 180 miljoni aasta järel. Galaktika tähtede hulgas leidub suuri gaasi-tolmu udukogumeid.Selle põhjal arvas O.Yu.Schmidt, et Päike sisenes liikudes ühte neist pilvedest ja võttis selle endaga kaasa. Pilve pöörlemine Päikese tugevas gravitatsiooniväljas tõi kaasa meteoriidiosakeste keerulise ümberjaotumise massi, tiheduse ja suuruse järgi, mille tulemusena tekkisid mõned meteoriidid, mille tsentrifugaaljõud osutusid nõrgemaks kui gravitatsioonijõud, neelas Päike. Schmidt uskus, et tähtedevahelise aine algsel pilvel oli mingisugune pöörlemine, vastasel juhul oleksid selle osakesed Päikese sisse kukkunud. Pilv muutus tasaseks, tihendatud pöörlevaks kettaks, milles osakeste vastastikuse külgetõmbe suurenemise tõttu tekkis kondenseerumine. Saadud kondenseerunud kehad kasvasid väikeste osakeste tõttu, mis nendega ühinesid nagu lumepall. Pilvede tsirkulatsiooni käigus hakkasid osakesed põrkuvad kokku kleepuma, moodustama suuremaid agregaate ja nendega liituma - väiksemate osakeste kogunemine nende gravitatsioonilise mõju sfääri. Nii tekkisid planeedid ja nende ümber tiirlevad satelliidid. Planeedid hakkasid väikeste osakeste orbiitide keskmistamise tõttu ringikujulistel orbiitidel pöörlema. Maa tekkis O.Yu.Schmidti sõnul samuti külmade tahkete osakeste sülemist. Maa sisemuse järkjärguline kuumenemine toimus radioaktiivse lagunemise energia tõttu, mis viis vee ja gaasi vabanemiseni, mis sisaldusid väikestes kogustes tahkete osakeste koostises. Selle tulemusena tekkisid ookeanid ja atmosfäär, mis viis elu tekkimiseni Maal. O.Yu Schmidt ja hiljem tema õpilased andsid Päikesesüsteemi planeetide tekke meteoriidimudelile tõsise füüsilise ja matemaatilise põhjenduse. Kaasaegne meteoriidihüpotees ei selgita mitte ainult planeetide liikumise iseärasusi (orbiitide kuju, erinevad pöörlemissuunad jne), vaid ka nende reaalselt vaadeldud massi ja tiheduse jaotust, samuti planeedi nurkimpulsi suhet. päikeseline. Teadlane uskus, et olemasolevad lahknevused Päikese ja planeetide impulsimomentide jaotuses on seletatavad Päikese ja gaasi-tolmu udukogu erineva algse nurkimpulsiga. Schmidt arvutas ja põhjendas matemaatiliselt planeetide kaugusi Päikesest ja üksteisest ning selgitas välja Päikesesüsteemi eri osades suurte ja väikeste planeetide tekke põhjused ning nende koostise erinevused. Arvutustega põhjendatakse planeetide ühes suunas pöörlemise põhjuseid. Hüpoteesi puuduseks on see, et see käsitleb planeetide päritolu eraldatuna süsteemi määrava liikme Päikese tekkest. See kontseptsioon ei ole ilma juhuse elemendita: tähtedevahelise aine püüdmine Päikese poolt. Tõepoolest, võimalus, et Päike suudab kinni püüda piisavalt suure meteoriidipilve, on väga väike. Veelgi enam, arvutuste kohaselt on selline püüdmine võimalik ainult lähedal asuva tähe gravitatsioonilise abiga. Selliste tingimuste kombinatsiooni tõenäosus on nii ebaoluline, et muudab Päikese võimaluse püüda kinni tähtedevahelise aine erandlikuks sündmuseks. Hüpotees V.G. Fesenkova Astronoomi V. A. Ambartsumyani töö, kes tõestas tähtede tekke järjepidevust haruldaste gaasi-tolmu udukogudest aine kondenseerumise tulemusena, võimaldas akadeemik V. G. Fesenkovil esitada uue hüpoteesi (1960), mis seob Päikesesüsteemi päritolu ja Päikesesüsteemi päritolu. aine moodustumise üldseadused ruumiruumis. Fesenkov uskus, et planeetide tekkeprotsess on Universumis laialt levinud, kus on palju planeedisüsteeme. Tema arvates seostatakse planeetide teket uute tähtede tekkega, mis tekivad algselt haruldase aine kondenseerumise tulemusena ühes hiiglaslikus udukogus (“gloobulid”). Need udukogud olid väga haruldased ained (tihedus suurusjärgus 10 g/cm) ja koosnesid vesinikust, heeliumist ja vähesest kogusest raskmetalle. Esiteks tekkis Päike "gloobuli" tuuma, mis oli kuumem, massiivsem ja kiiremini pöörlev täht kui praegu. Päikese evolutsiooniga kaasnesid korduvad mateeria paiskumised protoplanetaarsesse pilve, mille tulemusena ta kaotas osa oma massist ja kandis olulise osa oma nurkimpulssist üle tekkivatele planeetidele. Arvutused näitavad, et aine mittestatsionaarsete väljutamiste korral Päikese sügavustest oleks võinud kujuneda välja Päikese ja protoplanetaarse pilve (ja seega ka planeetide) impulsimomentide tegelikult vaadeldud suhe Päikese samaaegne teke ja planeetide olemasolu tõestab Maa ja Päikese sama vanus. Gaasi-tolmupilve tihenemise tulemusena tekkis tähekujuline kondensaat. Udu kiire pöörlemise mõjul eemaldus märkimisväärne osa gaasi-tolmu ainest piki ekvaatoritasapinda udukogu keskpunktist, moodustades midagi ketta taolist. Järk-järgult viis gaasi-tolmu udukogu tihenemine planeetide kontsentratsioonide tekkeni, mis hiljem moodustasid Päikesesüsteemi kaasaegsed planeedid. Erinevalt Schmidtist usub Fesenkov, et gaasi-tolmu udukogu oli kuumas olekus. Tema suur teene on planeetide kauguste seaduse põhjendamine, mis sõltub keskkonna tihedusest. V.G. Fesenkov põhjendas Päikesesüsteemis nurkimpulsi stabiilsuse põhjuseid matemaatiliselt aine valikul Päikese ainekaoga, mille tagajärjel selle pöörlemine aeglustus. V.G. Fesenkov pooldab ka mõnede Jupiteri ja Saturni satelliitide vastupidist liikumist, selgitades seda asteroidide püüdmisega planeetide poolt. Fesenkov pidas suurt tähtsust isotoopide K, U, Th ja teiste radioaktiivse lagunemise protsessidele, mille sisaldus oli siis palju suurem. Praeguseks on teoreetiliselt välja arvutatud mitmeid aluspinnase radiotogeense kuumutamise võimalusi, millest kõige üksikasjalikuma pakkus välja E. A. Lyubimova (1958). Nende arvutuste kohaselt jõudis ühe miljardi aasta pärast Maa sisemuse temperatuur mitmesaja kilomeetri sügavusel raua sulamistemperatuurini. Ilmselt tähistab see aeg Maa tuuma moodustumise algust, mida esindavad selle keskmesse laskunud metallid – raud ja nikkel. Hiljem, temperatuuri edasise tõusuga, hakkasid mantlist sulama sulavamad silikaadid, mis oma madala tiheduse tõttu tõusid ülespoole. See protsess, mida teoreetiliselt ja eksperimentaalselt uuris A. P. Vinogradov, selgitab maakoore teket. Märkimist väärib ka kaks hüpoteesi, mis kujunesid välja 20. sajandi lõpupoole. Nad käsitlesid Maa arengut, mõjutamata Päikesesüsteemi kui terviku arengut. Maa oli täielikult sulanud ja sisemiste soojusressursside (radioaktiivsete elementide) ammendumise käigus hakkas järk-järgult jahtuma. Ülemisse ossa on tekkinud kõva koorik. Ja kui jahtunud planeedi maht vähenes, purunes see maakoor ning tekkisid voldid ja muud reljeefsed vormid. Aine täielikku sulamist Maal ei toimunud. Suhteliselt lahtisel protoplaneedil tekkisid umbes 100 km sügavusel kohalikud sulamiskeskused (selle termini võttis kasutusele akadeemik Vinogradov). Järk-järgult vähenes radioaktiivsete elementide hulk ja LOP temperatuur langes. Esimesed kõrge temperatuuriga mineraalid kristalliseerusid magmast ja langesid põhja. Nende mineraalide keemiline koostis erines magma koostisest. Magmast ekstraheeriti rasked elemendid. Ja jääksula oli suhteliselt valgusega rikastatud. Pärast 1. faasi ja temperatuuri edasist langust kristalliseerus lahusest järgmine mineraalide faas, mis sisaldas ka rohkem raskeid elemente. Nii toimus LOP-ide järkjärguline jahutamine ja kristalliseerumine. Magma esialgsest ultramafilisest koostisest moodustus balsic põhikoostise magma. LOP-i ülemisse ossa moodustatud vedeliku kork (gaas-vedelik). Balsaadi magma oli liikuv ja voolav. See murdis LOP-idest läbi ja valas planeedi pinnale, moodustades esimese kõva basaltkooriku. Vedeliku kork tungis ka pinnale ja moodustas primaarsete gaaside jääkidega segunedes planeedi esimese atmosfääri. Primaarne atmosfäär sisaldas lämmastikoksiide. H, He, inertgaasid, CO, CO, HS, HCl, HF, CH, veeaur. Vaba hapnikku peaaegu polnudki. Maapinna temperatuur oli umbes 100 C, vedelat faasi ei olnud. Üsna lahtise protoplaneedi sisemuses oli sulamistemperatuuri lähedane temperatuur. Nendes tingimustes toimusid Maa sees soojus- ja massiülekandeprotsessid intensiivselt. Need esinesid termiliste konvektsioonivoolude (TCF) kujul. Eriti olulised on pinnakihtides tekkivad TCP-d. Seal kujunesid välja rakulised soojusstruktuurid, mis kohati ehitati ümber üherakuliseks struktuuriks. Tõusvad TCP-d edastasid liikumisimpulsi planeedi pinnale (balsati maakoor) ja sellele tekkis venitusvöönd. Venitamise tulemusena moodustub TKP tõusu tsoonis võimas pikenenud rike pikkusega 100 kuni 1000 km. Neid nimetati lõhede vigadeks. Planeedi pinna ja selle atmosfääri temperatuur jahtub alla 100 C. Primaarsest atmosfäärist kondenseerub vesi ja tekib primaarne hüdrosfäär. Maa maastik on madal ookean sügavusega kuni 10 m, mõõna ajal paljanduvad üksikud vulkaanilised pseudosaared. Püsivat sushit polnud. Temperatuuri edasise langusega LOP-id kristalliseerusid täielikult ja muutusid üsna lahtise planeedi sisikonnas kõvadeks kristalseteks tuumadeks. Agressiivne atmosfäär ja hüdrosfäär hävitasid planeedi pinnakatte. Kõigi nende protsesside tulemusena tekkisid tard-, sette- ja moondekivimid. Seega selgitavad hüpoteesid meie planeedi päritolu kohta tänapäevaseid andmeid selle struktuuri ja asukoha kohta päikesesüsteemis. Ja kosmoseuuringud, satelliitide ja kosmoserakettide stardid pakuvad palju uusi fakte hüpoteeside praktiliseks kontrollimiseks ja edasiseks täiustamiseks. Kirjandus 1. Kosmogoonia küsimusi, M., 1952-64 2. Schmidt O. Yu., Neli loengut Maa päritolu teooriast, 3. väljaanne, M., 1957; Levin B. Yu. Maa päritolu. "Izv. NSVL Teaduste Akadeemia Maa füüsika", 1972, nr 7; Safronov V.S., Planetaarse pilve areng ning Maa ja planeetide teke, M., 1969; . Kaplan S. A., Physics of Stars, 2. väljaanne, M., 1970; Kaasaegse kosmogoonia probleemid, toim. V. A. Ambartsumyan, 2. väljaanne, M., 1972. Arkadi Leokum, Moskva, "Julia", 1992
Maa, planeetide ja päikesesüsteemi kui terviku päritolu küsimus on inimesi muretsenud iidsetest aegadest peale. Paljude iidsete rahvaste seas on võimalik jälgida müüte Maa päritolu kohta. Hiinlastel, egiptlastel, sumeritel ja kreeklastel oli oma ettekujutus maailma kujunemisest. Meie ajastu alguses asendusid nende naiivsed ideed religioossete dogmadega, mis ei sallinud vastuväiteid. Keskaegses Euroopas lõppesid katsed tõde leida mõnikord inkvisitsiooni tulega. Esimesed teaduslikud selgitused probleemile pärinevad alles 18. sajandist. Isegi praegu pole Maa päritolu kohta ühtset hüpoteesi, mis annaks ruumi uuteks avastusteks ja toitu uudishimulikule meelele.
Vanarahva mütoloogia
Inimene on uudishimulik olend. Alates iidsetest aegadest erinesid inimesed loomadest mitte ainult sooviga karmis metsikus maailmas ellu jääda, vaid ka püüdes seda mõista. Tunnistades loodusjõudude totaalset üleolekut iseendast, hakkasid inimesed toimuvaid protsesse jumaldama. Kõige sagedamini omistatakse maailma loomisele just taevaseid.
Müüdid Maa päritolu kohta planeedi eri osades erinesid üksteisest oluliselt. Vanade egiptlaste ideede kohaselt koorus ta pühast munast, mille jumal Khnum vormis tavalisest savist. Saarerahvaste uskumuste kohaselt püüdsid jumalad maa ookeanist välja.
Kaose teooria
Teaduslikule teooriale jõudsid kõige lähemale iidsed kreeklased. Nende kontseptsioonide kohaselt sündis Maa ürgsest Kaosest, mis oli täidetud vee, maa, tule ja õhu seguga. See sobib kokku Maa päritolu teooria teaduslike postulaatidega. Plahvatusohtlik elementide segu pöörles kaootiliselt, täites kõik olemasoleva. Kuid mingil hetkel sündis ürgse kaose sügavustest Maa – jumalanna Gaia ja tema igavene kaaslane Sky – jumal Uraan. Üheskoos täitsid nad elutud ruumid mitmekesise eluga.
Sarnane müüt on kujunenud ka Hiinas. Viie elemendiga – puidu, metalli, maa, tule ja veega – täidetud Chaos Hun-tun tiirles munakujuliselt läbi piiritu universumi, kuni temas sündis jumal Pan-Gu. Ärgates leidis ta enda ümbert vaid elutut pimedust. Ja see asjaolu kurvastas teda väga. Olles oma jõu kogunud, murdis jumalus Pan-Gu kaosemuna koore, vabastades kaks põhimõtet: Yin ja Yang. Raske Yin vajus alla, moodustades maa, valgus ja kerge Yang tõusid üles, moodustades taeva.
Maa tekke klassiteooria
Planeetide ja eriti Maa päritolu on tänapäeva teadlased piisavalt uurinud. Kuid on mitmeid põhimõttelisi küsimusi (näiteks, kust vesi tuli), mille üle vaieldakse tuliselt. Seetõttu areneb Universumi teadus, igast uuest avastusest saab telliskivi Maa päritolu hüpoteesi vundamendile.
Kuulus Nõukogude teadlane, kes on paremini tuntud polaaruuringute poolest, rühmitas kõik välja pakutud hüpoteesid ja ühendas need kolme klassi. Esimene sisaldab teooriaid, mis põhinevad postulaadil Päikese, planeetide, kuude ja komeetide tekke kohta ühest materjalist (udukogust). Need on Voitkevitši, Laplace'i, Kanti, Fesenkovi üldtuntud hüpoteesid, mida Rudnik, Sobotovitš ja teised teadlased hiljuti revideerisid.
Teine klass ühendab ideid, mille kohaselt tekkisid planeedid otse Päikese ainest. Need on teadlaste Jeansi, Jeffreysi, Multoni ja Chamberlini, Buffoni jt hüpoteesid Maa päritolu kohta.
Ja lõpuks, kolmandasse klassi kuuluvad teooriad, mis ei ühenda Päikest ja planeete ühise päritoluga. Tuntuim on Schmidti hüpotees. Vaatame iga klassi omadusi.
Kanti hüpotees
Saksa filosoof Kant kirjeldas 1755. aastal lühidalt Maa päritolu järgmiselt: esialgne Universum koosnes erineva tihedusega statsionaarsetest tolmuosakestest. Nende liikumise põhjustasid gravitatsioonijõud. Need kleepusid üksteise külge (akretsiooniefekt), mis lõpuks viis keskse kuuma klombi - Päikese - moodustumiseni. Osakeste edasised kokkupõrked viisid Päikese ja koos sellega tolmupilve pöörlemiseni.
Viimases tekkisid järk-järgult eraldiseisvad ainekogumid – tulevaste planeetide embrüod, mille ümber tekkisid sarnase mustri järgi satelliidid. Sel viisil tekkinud Maa tundus oma eksistentsi alguses külm.
Laplace'i kontseptsioon
Prantsuse astronoom ja matemaatik P. Laplace pakkus planeedi Maa ja teiste planeetide päritolu selgitamiseks välja mõnevõrra teistsuguse variandi. Päikesesüsteem moodustati tema arvates kuumast gaasiudust, mille keskel oli hunnik osakesi. See pöörles ja kahanes universaalse gravitatsiooni mõjul. Edasise jahutamisega suurenes udukogu pöörlemiskiirus, piki selle perifeeriat koorusid maha rõngad, mis lagunesid tulevaste planeetide prototüüpideks. Algstaadiumis olid viimased kuumad gaasipallid, mis järk-järgult jahtusid ja tahkusid.
Kanti ja Laplace’i hüpoteeside puudus
Kanti ja Laplace’i hüpoteesid, mis selgitasid planeedi Maa päritolu, olid kosmogoonias domineerivad kuni kahekümnenda sajandi alguseni. Ja nad mängisid progressiivset rolli, olles aluseks loodusteadustele, eriti geoloogiale. Hüpoteesi peamiseks puuduseks on suutmatus selgitada nurkimpulsi (MKM) jaotust Päikesesüsteemis.
MCR on määratletud kui keha massi, süsteemi keskpunkti kauguse ja selle pöörlemiskiiruse korrutis. Tõepoolest, võttes arvesse asjaolu, et Päikesel on üle 90% süsteemi kogumassist, peaks sellel olema ka kõrge IQR. Tegelikult on Päikesel vaid 2% kogu ICR-ist, samas kui planeetidele, eriti hiiglastele, on ülejäänud 98%.
Fesenkovi teooria
1960. aastal püüdis nõukogude teadlane Fesenkov seda vastuolu selgitada. Tema Maa päritolu versiooni kohaselt tekkisid Päike ja planeedid hiiglasliku udukogu - "kera" - tihenemise tulemusena. Udus oli väga haruldast ainet, mis koosnes peamiselt vesinikust, heeliumist ja vähesel määral rasketest elementidest. Gravitatsiooni mõjul tekkis kerakese keskosas tähekujuline kondensatsioon – Päike. See pöörles kiiresti. Aine mõjul paiskus ainet aeg-ajalt ümbritsevasse gaasi- ja tolmukeskkonda. See viis selleni, et Päike kaotas oma massi ja kandis olulise osa MCR-st üle loodud planeetidele. Planeetide teke toimus udukogu aine akretsiooni kaudu.
Moultoni ja Chamberlini teooriad
Ameerika teadlased, astronoom Multon ja geoloog Chamberlin pakkusid välja sarnased hüpoteesid Maa ja Päikesesüsteemi tekke kohta, mille kohaselt tekkisid planeedid gaasiliste spiraalide okste ainest, mida Päikesest “venisid” tundmatu tähed, mis möödusid. sellest üsna lähedal.
Teadlased tutvustasid kosmogooniasse mõistet "planetesimaalne" - need on algse aine gaasidest kondenseerunud tükid, millest said planeetide ja asteroidide embrüod.
Teksade kohtuotsus
Inglise astrofüüsik D. Jeans (1919) oletas, et kui Päikesele lähenes teine täht, murdus viimase küljest sigarikujuline eend, mis lagunes hiljem eraldi tükkideks. Veelgi enam, "sigari" keskmisest paksenenud osast moodustusid suured planeedid ja selle servades väikesed.
Schmidti hüpotees
Maa päritolu teooria küsimustes väljendas Schmidt 1944. aastal originaalset seisukohta. See on nn meteoriidihüpotees, mida kuulsa teadlase õpilased hiljem füüsiliselt ja matemaatiliselt põhjendasid. Muide, hüpotees ei käsitle Päikese tekke probleemi.
Teooria kohaselt püüdis Päike oma arengu ühes etapis kinni (tõmbas enda poole) külma gaasi-tolmu meteoriidipilve. Enne seda oli sellel väga väike MCR ja pilv pöörles märkimisväärse kiirusega. Tugevas Päikeses algas meteoriidipilve eristumine massi, tiheduse ja suuruse järgi. Osa meteoriidimaterjali langes tähele, osa aga moodustasid akretsiooniprotsesside tulemusena planeetide ja nende satelliitide klombid-embrüod.
Selle hüpoteesi kohaselt sõltub Maa teke ja areng päikesetuule mõjust - päikesekiirguse rõhust, mis surus kerged gaasikomponendid Päikesesüsteemi perifeeriasse. Sel viisil moodustunud Maa oli külm keha. Edasine kuumutamine on seotud radiogeense soojuse, gravitatsioonilise diferentseerumise ja muude planeedi sisemise energia allikatega. Uurijad peavad hüpoteesi suureks puuduseks väga väikest tõenäosust, et Päike tabab sellise meteoriidipilve.
Rudniku ja Sobotovitši oletused
Maa päritolu ajalugu teeb teadlastele endiselt muret. Suhteliselt hiljuti (1984. aastal) esitasid V. Rudnik ja E. Sobotovitš oma versiooni planeetide ja Päikese päritolu kohta. Nende ideede kohaselt võib gaasi-tolmu udukogu protsesside algatajaks olla lähedal aset leidnud supernoova plahvatus. Edasised sündmused nägid teadlaste sõnul välja järgmised:
- Plahvatuse mõjul algas udukogu kokkusurumine ja keskse klombi – Päikese – teke.
- Tekkivalt Päikeselt edastati MRC planeetidele elektromagnetiliste või turbulent-konvektiivsete vahenditega.
- Tekkima hakkasid Saturni rõngaid meenutavad hiiglaslikud rõngad.
- Rõngadest materjali kogunemise tulemusena tekkisid esmalt planetesimaalid, millest hiljem kujunesid moodsad planeedid.
Kogu evolutsioon toimus väga kiiresti – umbes 600 miljoni aasta jooksul.
Maa koostise kujunemine
Meie planeedi sisemiste osade moodustumise järjestusest on erinevaid arusaamu. Neist ühe järgi oli proto-maa raud-silikaataine sorteerimata konglomeraat. Seejärel toimus gravitatsiooni mõjul jagunemine raudsüdamikuks ja silikaatmantliks - homogeense akretsiooni nähtus. Heterogeense akretsiooni pooldajad usuvad, et kõigepealt kogunes tulekindel rauasüdamik, seejärel kleepusid selle külge sulavamad silikaadiosakesed.
Sõltuvalt selle probleemi lahendusest võime rääkida Maa esialgsest kuumenemisest. Tõepoolest, kohe pärast selle moodustumist hakkas planeet mitme teguri koosmõjul soojenema:
- Selle pinna pommitamine planetesimaalidega, millega kaasnes soojuse eraldumine.
- isotoobid, sealhulgas alumiiniumi, joodi, plutooniumi jne lühiealised isotoobid.
- Interjööri gravitatsiooniline diferentseerumine (kui aktsepteerime homogeenset akretsiooni).
Mõnede teadlaste arvates võisid planeedi kujunemise varases staadiumis välised osad olla sulamislähedases olekus. Fotol näeks planeet Maa välja nagu kuum pall.
Mandri tekke kokkutõmbumise teooria
Üks esimesi hüpoteese kontinentide tekke kohta oli kokkutõmbumine, mille kohaselt seostati mägede ehitamist Maa jahtumise ja selle raadiuse vähenemisega. See oli varajase geoloogilise uurimistöö aluseks. Selle põhjal sünteesis Austria geoloog E. Suess monograafias “Maa nägu” kõik tol ajal olemas olnud teadmised maakoore ehituse kohta. Kuid juba 19. sajandi lõpus. Ilmunud on andmed, mis näitavad, et maakoore ühes osas toimub kokkusurumine ja teises osas pinge. Kokkutõmbumise teooria kukkus lõplikult kokku pärast radioaktiivsuse avastamist ja suurte radioaktiivsete elementide varude olemasolu maakoores.
Mandrite triiv
Kahekümnenda sajandi alguses. esile kerkib hüpotees mandrite triivist. Teadlased on juba ammu märganud Lõuna-Ameerika ja Araabia poolsaare, Aafrika ja Hindustani jt rannajoonte sarnasust. Esimesena võrdles andmeid Pilligrini (1858), hiljem Bikhanov. Mandrite triivi idee sõnastasid Ameerika geoloogid Taylor ja Baker (1910) ning Saksa meteoroloog ja geofüüsik Wegener (1912). Viimane põhjendas seda hüpoteesi oma monograafias “Mandrite ja ookeanide päritolu”, mis ilmus 1915. aastal. Selle hüpoteesi kaitseks esitatud argumendid:
- Mõlemal pool Atlandi ookeani mandrite, aga ka India ookeaniga piirnevate mandrite piirjoonte sarnasus.
- Hilise paleosoikumi ja varamesosoikumi kivimite struktuuri sarnasus külgnevatel mandritel.
- Loomade ja taimede kivistunud jäänused, mis viitavad sellele, et lõunamandrite iidne taimestik ja loomastik moodustasid ühtse rühma: seda tõendavad eriti Aafrikast, Indiast ja Antarktikast leitud Lystrosauruste perekonda kuuluvate dinosauruste kivistunud jäänused.
- Paleoklimaatilised andmed: näiteks hilispaleosoikumi jäätumise jälgede olemasolu.
Maakoore teke
Maa teke ja areng on lahutamatult seotud mägede tekkega. A. Wegener väitis, et üsna kergest mineraalmassist koosnevad mandrid näivad hõljuvat basaltkihi all oleva raske plastilise aine peal. Oletatakse, et alguses kattis õhuke graniitmaterjali kiht väidetavalt kogu Maad. Järk-järgult häirisid selle terviklikkust Kuu ja Päikese tõmbejõud, mis mõjusid planeedi pinnal idast läände, samuti Maa pöörlemisest tulenevad tsentrifugaaljõud, mis toimisid poolustelt ekvaatorini. .
Üksik superkontinent Pangea (arvatavasti) koosnes graniidist. See eksisteeris keskpaigani ja lagunes juura perioodil. Selle Maa päritolu hüpoteesi pooldaja oli teadlane Staub. Seejärel tekkis põhjapoolkera mandrite liit - Laurasia ja lõunapoolkera mandrite liit - Gondwana. Nende vahele jäid Vaikse ookeani põhja kivid. Mandrite all laius magmameri, mida mööda nad liikusid. Laurasia ja Gondwana liikusid rütmiliselt kas ekvaatorile või poolustele. Ekvaatori poole liikudes surusid supermandrid frontaalselt kokku, surudes samal ajal külgedega Vaikse ookeani massile. Neid geoloogilisi protsesse peavad paljud suurte mäeahelike kujunemise peamisteks teguriteks. Liikumine ekvaatori poole toimus kolm korda: Kaledoonia, Hertsüünia ja Alpide orogeneesi ajal.
Järeldus
Päikesesüsteemi kujunemise teemal on avaldatud palju populaarteaduslikku kirjandust, lasteraamatuid ja erialaseid väljaandeid. Maa päritolu on lastele kättesaadaval kujul esitatud kooliõpikutes. Aga kui võtta 50 aasta tagune kirjandus, siis on selge, et tänapäeva teadlased vaatavad mõningaid probleeme erinevalt. Kosmoloogia, geoloogia ja sellega seotud teadused ei seisa paigal. Tänu Maa-lähedase kosmose vallutamisele teavad inimesed juba, kuidas planeet Maa kosmosest fotol paistab. Uued teadmised kujundavad uue arusaama Universumi seadustest.
On ilmne, et ürgsest kaosest loodi Maa, planeedid ja Päike võimsate loodusjõudude abil. Pole üllatav, et iidsed esivanemad võrdlesid neid jumalate saavutustega. Isegi piltlikult öeldes on võimatu ette kujutada Maa päritolu, pildid reaalsusest ületaksid kindlasti kõige pöörasemad fantaasiad. Kuid teadlaste kogutud teadmiste teradele tuginedes ehitatakse järk-järgult terviklikku pilti meid ümbritsevast maailmast.
Planeedi Maa ajalugu, nagu ka inimelu, on täis erinevaid olulisi sündmusi ja arenguetappe, mis on aset leidnud alates selle sünnist. Enne kui planeet Maa ja kõik teised taevakehad: planeedid ja tähed ilmusid, lendasid kosmoses tolmupilved. Sinine planeet, nagu ka ülejäänud päikesesüsteem, sealhulgas Päike, tekkis teadlaste arvates tähtedevahelise tolmu pilve tihenemisel.
Maa tekkis umbes 10 miljonit aastat pärast tähtedevahelise tolmu tihenemist. Vabanenud soojus moodustas sulaainest taevakeha. Pärast planeedi Maa ilmumist. Selle koostisosade kihtide diferentseerumine tõi kaasa mantlisse mähitud raskete elementide sisemise südamiku ilmumise, kergete elementide pinnale kuhjumine põhjustas protokooriku moodustumise. Samal ajal ilmus ka Kuu, tõenäoliselt Maa ja tohutu asteroidi tugeva kokkupõrke tõttu.
Aja jooksul planeet jahtus, sellele ilmus kõvastunud kest - maakoor ja seejärel esimesed mandrid. Alates planeedi Maa ilmumisest pommitasid seda pidevalt meteoriidid ja jäised komeedid, mille tulemusena kogunes pinnale piisavalt vett merede ja ookeanide moodustamiseks. Tänu tugevale vulkaanilisele aktiivsusele ja aurule tekkis atmosfäär, milles hapnikku praktiliselt polnud. Kogu planeedi Maa ajaloo jooksul hõljusid kontinendid pidevalt sula vahevööl, vahel ühendades, vahel eraldudes, see kordus 4,5 miljardi aasta jooksul mitu korda.
Keeruliste keemiliste reaktsioonide tulemusena tekkisid orgaanilised molekulid, mis interakteerusid üksteisega ja tekkisid järjest keerukamad molekulaarstruktuurid. Selle tulemusena tekkisid molekulid, mis on võimelised ise kopeerima. Need olid Maa elu esimesed sammud. Arenesid elusorganismid, tekkisid bakterid, seejärel mitmerakulised organismid. Nende organismide eluea jooksul atmosfääri koostis muutus. Ilmus hapnik, mis viis kaitsva osoonikihi tekkeni.
Elu on arenenud paljudes vormides ja liikide arv Maal on oma mitmekesisuses hämmastav. Muutused keskkonnatingimustes kogu planeedi ajaloo jooksul tõid kaasa uute liikide tekkimise, millest paljud surid hiljem välja, teised suutsid uue keskkonnaga kohaneda ja lõid kaasaegse biosfääri.
Umbes 6 miljonit aastat tagasi, miljardeid aastaid pärast Maa eksisteerimist, viis primaatide evolutsioonilise diferentseerumise haru inimeste tekkeni. Peamised tegurid olid tagajalgadel kõndimise võime, aju suuruse tugev kasv ja kõne areng. Esiteks õppis inimene tuld tegema, seejärel saavutas edu põllumajanduse arendamisel. See tõi kaasa elu paranemise, mis viis erinevate kultuuriliste ja usuliste tunnustega kogukondade ja tsivilisatsioonide tekkeni. Tänu saavutustele erinevates valdkondades: teaduses, poliitikas, kirjutamises, transpordis ja kommunikatsioonis on inimesed saanud domineerivaks liigiks Maal. Eluvorme ei moodusta enam Maa, inimene muudab elu käigus keskkonda. Esmakordselt loovad planeedi Maa ajalugu sellel elavate olendite jõud ja just Meie oleme sunnitud lahendama globaalseid kliima- ja muu keskkonnaprobleeme, et oma elupaiku säilitada.