Soyut
Güneş sistemi ve kökeni
giriiş
güneş gezegeni karasal
Güneş sistemi, merkezi bir gök cismi - Güneş'in yıldızı, onun etrafında dönen 9 büyük gezegen, uyduları, birçok küçük gezegen - asteroitler, çok sayıda kuyruklu yıldız ve gezegenler arası ortamdan oluşur. Başlıca gezegenler Güneş'e olan uzaklıklarına göre şu şekilde sıralanmıştır: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün, Plüton. Bir tanesi önemli konular gezegen sistemimizin incelenmesiyle ilgili - kökeni sorunu. Bu sorunun çözümünün doğal bilimsel, ideolojik ve felsefi önemi vardır. Yüzyıllar ve hatta bin yıllar boyunca bilim insanları Evrenin geçmişini, bugününü ve geleceğini anlamaya çalıştılar. güneş sistemi.
ÖğeBu çalışmayı incelemek: Güneş sistemi, kökeni.
Çalışmanın amacı:Güneş sisteminin yapısının ve özelliklerinin incelenmesi, kökeninin karakterizasyonu.
İşin hedefleri:Güneş Sisteminin kökenine ilişkin olası hipotezleri göz önünde bulundurun, Güneş Sisteminin nesnelerini karakterize edin, Güneş Sisteminin yapısını düşünün.
İşin alaka düzeyi:şu anda güneş sisteminin oldukça iyi çalışıldığına ve herhangi bir ciddi sırdan yoksun olduğuna inanılıyor. Ancak Büyük Patlama'nın hemen sonrasında meydana gelen süreçleri tanımlamaya imkan verecek fizik dalları henüz oluşturulmamış olup, buna yol açan nedenler konusunda henüz hiçbir şey söylenememektedir; fiziksel doğa karanlık madde. Güneş sistemi bizim evimizdir, dolayısıyla onun yapısına, geçmişine ve beklentilerine ilgi duymak gerekir.
1. Güneş Sisteminin Kökeni
.1 Güneş sisteminin kökeni hakkında hipotezler
Bilim tarihi, güneş sisteminin kökeni hakkında birçok hipotezi biliyor. Bu hipotezler, birçoğu bilinmeden önce ortaya çıktı. önemli kalıplar Güneş sistemi. İlk hipotezlerin önemi, kökenini açıklamaya çalışmış olmalarıdır. gök cisimleri ilahi bir yaratım eyleminden ziyade doğal bir sürecin sonucu olarak. Ayrıca ilk dönem hipotezlerden bazıları gök cisimlerinin kökeni hakkında doğru fikirler içeriyordu.
Çağımızda Evrenin kökenine dair iki ana bilimsel teori vardır. Kararlı durum teorisine göre madde, enerji, uzay ve zaman her zaman var olmuştur. Ancak hemen şu soru ortaya çıkıyor: Neden artık hiç kimse madde ve enerji yaratamıyor?
Evrenin kökenine ilişkin çoğu teorisyen tarafından desteklenen en popüler teori, büyük patlama teorisidir.
Büyük Patlama teorisi, 20. yüzyılın 20'li yıllarında bilim adamları Friedman ve Lemaitre tarafından önerildi. Bu teoriye göre, Evrenimiz bir zamanlar son derece küçük, aşırı yoğun ve çok yüksek sıcaklıklara kadar ısıtılan bir yığındı. Bu kararsız oluşum aniden patladı, uzay hızla genişledi ve uçan yüksek enerjili parçacıkların sıcaklığı düşmeye başladı. Yaklaşık ilk milyon yıldan sonra hidrojen ve helyum atomları kararlı hale geldi. Yer çekiminin etkisi altında madde bulutları yoğunlaşmaya başladı. Bunun sonucunda galaksiler, yıldızlar ve diğer gök cisimleri oluştu. Yıldızlar yaşlandı, süpernovalar patladı ve ardından daha ağır elementler ortaya çıktı. Güneşimiz gibi daha sonraki neslin yıldızlarını oluşturdular. Aynı anda büyük bir patlamanın meydana geldiğinin kanıtı olarak, üzerlerinde bulunan nesnelerden gelen ışığın kırmızıya kaymasından bahsediyorlar. uzun mesafeler ve mikrodalga arka plan radyasyonu.
Aslında her şeyin nasıl ve nerede başladığının açıklaması hala ciddi sorun. Ya da her şeyin başlayabileceği hiçbir şey yoktu; boşluk yoktu, toz yoktu, zaman yoktu. Veya bir şey vardı ki bu durumda bir açıklama yapılması gerekiyor.
Büyük patlama teorisindeki en büyük sorun, ilkel olduğu varsayılan yüksek enerjili radyasyonun nasıl dağıldığıdır. farklı taraflar yıldızlar, galaksiler ve galaksi kümeleri gibi yapılar halinde birleşebilir. Bu teori varlığını varsayar ek kaynaklarçekim kuvvetinin karşılık gelen değerlerini sağlayan kütleler. Hiçbir zaman keşfedilemeyen maddeye Soğuk adı verildi karanlık madde. Galaksilerin oluşabilmesi için bu tür maddelerin Evrenin %95-99'unu oluşturması gerekir.
Kant, kozmik uzayın ilk başta kaos halindeki maddeyle dolu olduğunu öne süren bir hipotez geliştirdi. Madde, çekme ve itme kuvvetinin etkisiyle zamanla daha çeşitli biçimlere dönüşmüştür. Evrensel çekim yasasına göre yoğunluğu daha fazla olan elementler, daha az yoğun olanları çekti ve bunun sonucunda ayrı madde kümeleri oluştu. İtici kuvvetlerin etkisi altında doğrusal hareket Ağırlık merkezine giden parçacıkların yerini dairesel bir parçacık aldı. Parçacıkların tek tek kümeler etrafında çarpışması sonucunda gezegen sistemleri oluştu.
Laplace, gezegenlerin kökeni hakkında tamamen farklı bir hipotez ortaya attı. Gelişiminin erken bir aşamasında Güneş, yavaş yavaş dönen devasa bir bulutsuydu. Yer çekiminin etkisi altında proto-güneş büzüldü ve yassı bir şekil aldı. Ekvatordaki yerçekimi kuvveti, ataletin merkezkaç kuvveti ile dengelendiğinde, proto-güneşten dev bir halka ayrıldı, soğudu ve ayrı kümelere bölündü. Onlardan gezegenler oluştu. Bu halka ayrılması birkaç kez meydana geldi. Gezegenlerin uyduları da benzer şekilde oluşmuştur. Laplace'ın hipotezi, Güneş ile gezegenler arasındaki momentumun yeniden dağılımını açıklayamadı. Gezegenlerin sıcak gazdan oluştuğunu öne süren bu ve diğer hipotezler için tökezleyen engel şudur: Sıcak gazdan bir gezegen oluşamaz, çünkü bu gaz çok hızlı genişler ve uzayda dağılır.
Büyük rol Yurttaşımız Schmidt'in çalışmaları gezegen sisteminin kökenine ilişkin görüşlerin geliştirilmesinde rol oynadı. Teorisi iki varsayıma dayanmaktadır: Gezegenler soğuk bir gaz ve toz bulutundan oluşmuştur; bu bulut Galaksinin merkezinin etrafında dönerken Güneş tarafından yakalandı. Bu varsayımlara dayanarak, Güneş sisteminin yapısındaki bazı kalıpları (gezegenlerin Güneş'e olan mesafeye göre dağılımı, dönüş vb.) açıklamak mümkündü.
Pek çok hipotez vardı ama her biri araştırmanın bir kısmını iyi açıklarken diğer kısmını açıklamıyordu. Kozmogonik bir hipotez geliştirirken öncelikle şu soruyu çözmek gerekir: Sonunda gezegenlerin oluştuğu madde nereden geldi? Burada üç olası seçenek vardır:
1.Gezegenler Güneş ile aynı gaz ve toz bulutundan oluşur (I. Kant).
2.Gezegenlerin oluştuğu bulut, Galaksinin merkezi etrafındaki dönüşü sırasında Güneş tarafından yakalanır (O.Yu. Schmidt).
3.Bu bulut, evrimi sırasında Güneş'ten ayrılmıştır (P. Laplace, D. Jeans, vb.)
1.2 Dünyanın kökeni teorisi
Gezegenlerin herhangi biri gibi Dünya gezegeninin oluşum sürecinin de kendine has özellikleri vardı. Dünya 5 civarında doğdu 109yıllar önce 1 a mesafede. e.Güneş'ten. Yaklaşık 4,6-3,9 milyar yıl önce, Dünya'ya düşerken gezegenler arası enkaz ve meteorlar tarafından yoğun bir şekilde bombalandı, maddeleri ısındı ve ezildi. Birincil madde yerçekiminin etkisi altında sıkıştırıldı ve derinlikleri ısınan bir top şeklini aldı. Karıştırma işlemleri gerçekleşti, kimyasal reaksiyonlar Daha hafif silikat kayaları derinliklerden yüzeye doğru sıkıştırılarak yer kabuğunu oluştururken, daha ağır olanlar içeride kaldı. Isıtmaya şiddetli volkanik aktivite eşlik etti, buharlar ve gazlar patladı. Başlangıçta karasal gezegenlerin Merkür ve Ay gibi atmosferleri yoktu. Güneş'teki süreçlerin aktivasyonu volkanik aktivitede artışa neden oldu, hidrosfer ve atmosfer magmadan doğdu, bulutlar ortaya çıktı ve okyanuslarda su buharı yoğunlaştı.
Artık yoğun bir süreç olmasa da, okyanusların oluşumu bugüne kadar Dünya'da durmadı. Yer kabuğu yenilenir, volkanlar atmosfere büyük miktarda karbondioksit ve su buharı yayar. Dünyanın birincil atmosferi çoğunlukla CO'dan oluşuyordu 2. Yaklaşık 2 milyar yıl önce atmosferin bileşiminde keskin bir değişiklik meydana geldi; bu, hidrosferin oluşumu ve yaşamın kökeni ile ilişkilidir. Karbonifer bitkileri CO'nun çoğunu emdi 2ve atmosferi O ile doyurdu 2. Geçtiğimiz 200 milyon yıl boyunca dünya atmosferinin bileşimi neredeyse hiç değişmedi. Mevduat bunu kanıtlıyor kömür ve tortul kayaçlardaki kalın karbonat yatakları katmanları. Daha önce atmosferin bir parçası olan CO2 formundaki büyük miktarda karbon içerirler. ve CO.
Dünyanın varlığı 2 döneme ayrılır: Erken tarih ve jeolojik tarih.
I. Erken Dünya Tarihi üç aşamaya ayrılır: doğum aşaması, dış kürenin erime aşaması ve birincil kabuk aşaması (ay aşaması).
Doğum aşaması 100 milyon yıl sürdü. Doğum aşamasında Dünya, mevcut kütlesinin yaklaşık %95'ini elde etti.
Erime aşaması 4,6-4,2 milyar yıl öncesine dayanıyor. Dünya uzun süre soğuk bir kozmik cisim olarak kaldı, ancak bu aşamanın sonunda, büyük nesnelerin yoğun bombardımanı başladığında, güçlü bir ısınma ve ardından maddenin tamamen erimesi meydana geldi. dış bölge ve gezegenin iç bölgesi. Maddenin yerçekimsel farklılaşması aşaması başladı: Ağır kimyasal elementler aşağı indi, hafif olanlar yukarı çıktı. Bu nedenle, maddenin farklılaşması sürecinde ağır kimyasal elementler (demir, nikel vb.) Çekirdeğin oluşturulduğu Dünya'nın merkezinde yoğunlaştı ve Dünya'nın mantosu daha hafif bileşiklerden kaynaklandı. Silikon kıtaların oluşumunun temelini oluşturdu ve en hafif kimyasal bileşikler Dünya'nın okyanuslarını ve atmosferini oluşturdu. Dünyanın atmosferi başlangıçta çok miktarda hidrojen, helyum ve metan, amonyak ve su buharı gibi hidrojen içeren bileşikler içeriyordu.
Ay evresi 4,2 ila 3,8 milyar yıl önce 400 milyon yıl sürdü. Bu durumda, Dünya'nın dış küresindeki erimiş maddenin soğuması, ince bir birincil kabuğun oluşmasına yol açtı. Aynı zamanda kıtasal kabuğun granit tabakasının oluşumu da gerçekleşti. Kıtalar %65-70 oranında silika ve önemli miktarda potasyum ve sodyum içeren kayalardan oluşur. Okyanus tabanı %45-50 Si0 içeren bazaltlarla kaplıdır. 2 ve magnezyum ve demir açısından zengindir. Kıtalar okyanus tabanlarına göre daha az yoğun malzemeden yapılmıştır.
II. Jeolojik tarih - Bu, bir bütün olarak gezegen olarak Dünya'nın, özellikle kabuğunun ve doğal ortamının gelişme dönemidir. Soğuduktan sonra dünyanın yüzeyi 100°C'nin altındaki bir sıcaklığa kadar, üzerinde basit bir durgun su birikimi değil aktif su birikimi olan devasa bir sıvı su kütlesi oluştu. küresel dolaşım. Dünya var en büyük kütle karasal gezegenler arasında ve bu nedenle en büyük iç enerjiye sahiptir - radyojenik, yerçekimi.
Sera etkisi nedeniyle yüzey sıcaklığı -23°C yerine +15°C oldu. Bu olmasaydı, doğal ortamda sıvı su, hidrosferdeki toplam miktarın% 95'i olmayacaktı, ancak birçok kez daha az olacaktı.
Güneş, Dünya'nın sıcaklığını uygun bir aralıkta tutabilmesi için gerekli ısıyı sağlar. Şunu unutmamak gerekir ki küçük değişiklik Dünyanın Güneş'ten aldığı ısı miktarının sadece yüzde birkaçı, Dünya'nın ikliminde dramatik değişikliklere yol açacaktır. Dünyanın atmosferi son derece oynuyor önemli rol Sıcaklığın kabul edilebilir sınırlar içinde tutulması. Battaniye görevi görerek gündüz sıcaklığın çok yükselmesini, gece ise sıcaklığın çok fazla düşmesini engeller.
2. Güneş Sisteminin Bileşimi ve Özellikleri
.1 Güneş Sisteminin Yapısı
Güneş sisteminin yapısında, hareketinde ve özelliklerinde gözlenen ana modeller:
- Tüm gezegenlerin yörüngeleri (Plüton'un yörüngesi hariç) hemen hemen aynı düzlemde bulunur ve neredeyse güneş ekvatorunun düzlemiyle çakışır.
- Tüm gezegenler, Güneş'in etrafında, Güneş'in kendi ekseni etrafındaki dönüş yönüne denk gelecek şekilde, aynı yönde neredeyse dairesel yörüngelerde döner.
- Gezegenlerin eksenel dönüş yönü (Venüs ve Uranüs hariç), Güneş etrafındaki dönüş yönleriyle çakışmaktadır.
- Gezegenlerin toplam kütlesi Güneş'in kütlesinden 750 kat daha azdır (Güneş sisteminin kütlesinin neredeyse %99,9'u Güneş'in üzerine düşer), ancak tüm Güneş sisteminin toplam açısal momentumunun %98'ini oluştururlar.
- Gezegenler, yapı ve fiziksel özellikler açısından keskin bir şekilde farklılık gösteren iki gruba ayrılır: karasal gezegenler ve dev gezegenler.
Güneş sisteminin ana kısmı gezegenlerden oluşur.
Güneş'e en yakın gezegenler (Merkür, Venüs, Dünya, Mars) sonraki dört gezegenden çok farklıdır. Bunlara karasal gezegenler denir çünkü onlar da Dünya gibi katı kayalardan yapılmıştır. Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün dev gezegenler olarak adlandırılır ve çoğunlukla hidrojenden oluşur.
Ceres'in adı büyük asteroitÇapı yaklaşık 1000 km'dir.
Bunlar çapı birkaç kilometreyi geçmeyen bloklardır. En asteroitler, Mars ve Jüpiter arasında uzanan geniş bir "asteroid kuşağı" içinde güneşin yörüngesinde dönerler. Bazı asteroitlerin yörüngeleri bu kuşağın çok ötesine uzanır ve bazen Dünya'ya yaklaşır.
Bu asteroitler boyutlarının çok küçük olması ve bizden çok uzakta olmaları nedeniyle çıplak gözle görülemiyor. Ancak kuyruklu yıldızlar gibi diğer kalıntılar, parlak parlaklıkları nedeniyle gece gökyüzünde görülebiliyor.
Kuyruklu yıldızlar buz, katı parçacıklar ve tozdan oluşan gök cisimleridir. Kuyruklu yıldız çoğu zaman güneş sistemimizin çok uzaklarında hareket eder ve insan gözüyle görülmez, ancak Güneş'e yaklaştığında parlamaya başlar. Bu, güneş ısısının etkisi altında gerçekleşir.
Meteoritler, dünya yüzeyine ulaşan büyük meteor cisimleridir. Uzak geçmişte devasa göktaşlarının Dünya'ya çarpması nedeniyle yüzeyinde devasa kraterler oluşmuştu. Her yıl Dünya'ya neredeyse bir milyon ton göktaşı tozu çöküyor.
2.2 Karasal gezegenler
Numaraya genel desenler Karasal gezegenlerin gelişimi aşağıdakileri içerir:
.Tüm gezegenler tek bir gaz ve toz bulutundan (nebula) oluşmuştur.
- Yaklaşık 4,5 milyar yıl önce, hızlı termal enerji birikiminin etkisi altında gezegenlerin dış kabuğu tamamen erimeye uğradı.
- Litosferin dış katmanlarının soğuması sonucu bir kabuk oluşmuştur. Gezegenlerin varlığının ilk aşamasında, maddelerinin çekirdeğe, mantoya ve kabuğa farklılaşması meydana geldi.
- Gezegenlerin dış bölgeleri ayrı ayrı gelişti. En önemli koşul işte gezegende atmosfer ve hidrosferin varlığı veya yokluğu.
Merkür, güneş sisteminde Güneş'e en yakın gezegendir. Merkür'den Güneş'e olan mesafe sadece 58 milyon km'dir. Merkür parlak bir yıldızdır ancak onu gökyüzünde görmek o kadar da kolay değildir. Güneş'e yakın olan Merkür, bize her zaman çok uzak olmayan bir yerde görünür. güneş diski. Bu nedenle ancak Güneş'ten en uzak mesafeye yaklaştığı günlerde görülebilmektedir. Merkür'ün esas olarak helyumdan oluşan oldukça nadir bir gaz kabuğuna sahip olduğu tespit edildi. Bu atmosfer dinamik bir dengededir: Her helyum atomu yaklaşık 200 gün boyunca burada kalır, ardından gezegeni terk eder ve onun yerini plazmadaki başka bir parçacık alır. güneş rüzgarı. Merkür Güneş'e Dünya'dan çok daha yakındır. Dolayısıyla Güneş onun üzerinde parlıyor ve bizimkinden 7 kat daha fazla ısıtıyor. Merkür'ün gündüz tarafı çok sıcak, orada sıcaklık 400 dereceye çıkıyor HAKKINDA sıfırın üstünde. Ama her zaman gece tarafında şiddetli don muhtemelen 200'e kadar çıkıyor HAKKINDA sıfırın altında. Yarısı sıcak kaya çölü, diğer yarısı ise donmuş gazlarla kaplı buzlu çöl.
Venüs, Güneş'e en yakın ikinci gezegendir, neredeyse Dünya ile aynı büyüklüktedir ve kütlesi, Dünya kütlesinin %80'inden fazladır. Bu nedenlerden dolayı Venüs'e Dünyanın ikizi veya kız kardeşi denir. Ancak bu iki gezegenin yüzeyi ve atmosferi tamamen farklıdır. Dünya üzerinde nehirler, göller, okyanuslar ve soluduğumuz atmosfer bulunmaktadır. Venüs - kavurucu sıcak gezegenİnsanlar için ölümcül olabilecek yoğun bir atmosfere sahip. Venüs Güneş'ten iki kat daha fazlasını alıyor daha fazla ışık ve Dünya'dan daha sıcak, gölge tarafı Venüs'te güneş ışınları buraya ulaşmadığı için sıfırın altında 20 derecenin üzerinde don hakim. Gezegenin çok yoğun, derin ve bulutlu bir atmosferi var, bu da gezegenin yüzeyinin görülmesini imkansız hale getiriyor. Gezegenin uydusu yok. Sıcaklık hem gündüz hem de gece tüm yüzeyde yaklaşık 750 K'dir. Venüs'ün yüzeyine yakın bu kadar yüksek sıcaklığın nedeni sera etkisidir: Güneş ışınları atmosferindeki bulutların arasından kolayca geçer ve gezegenin yüzeyini ısıtır, ancak termal kızılötesi radyasyon yüzeyin kendisi atmosferden geçerek büyük zorluklarla uzaya geri döner. Venüs'ün atmosferi esas olarak karbondioksitten (CO 2) - %97. Hidroklorik ve hidroflorik asit küçük yabancı maddeler halinde bulundu. Gün boyunca gezegenin yüzeyi, Dünya'daki bulutlu bir günde olduğu gibi yaklaşık olarak aynı yoğunlukta dağınık güneş ışığı ile aydınlatılır. Geceleri Venüs'te çok sayıda yıldırım görüldü. Venüs sert kayalarla kaplıdır. Altlarında sıcak lav dolaşıyor. gerilim yaratan ince yüzey tabakası. Lav, sürekli olarak katı kayadaki deliklerden ve kırıklardan fışkırır.
Venüs'ün yüzeyinde, karasal koşullarda ikincil volkanik kayaların bileşimine karşılık gelen potasyum, uranyum ve toryum açısından zengin kaya keşfedildi. Böylece, Venüs'ün yüzey kayalarının Ay, Merkür ve Mars'takilerle aynı olduğu, temel bileşimdeki magmatik kayaların patladığı ortaya çıktı.
HAKKINDA iç yapı Venüs hakkında çok az şey biliniyor. Muhtemelen yarıçapın %50'sini kaplayan metal bir çekirdeğe sahiptir. Ancak manyetik alan gezegen çok yavaş dönmesi nedeniyle değil.
Dünya, güneş sistemindeki Güneş'ten üçüncü gezegendir. Dünyanın şekli elipsoide yakındır, kutuplarda basıktır ve ekvator bölgesinde gerilir. Dünyanın yüzey alanı 510,2 milyon km ², bunun yaklaşık %70,8'i Dünya Okyanuslarında meydana gelmektedir. Karalar sırasıyla %29,2'yi oluşturur ve altı kıta ve adayı oluşturur. Dağlar kara yüzeyinin 1/3'ünü kaplar.
Dünya, kendine özgü koşulları sayesinde organik yaşamın doğup geliştiği yer haline geldi. Yaklaşık 3,5 milyar yıl önce yaşamın ortaya çıkması için uygun koşullar ortaya çıktı. Homo sapiens (Homo sapiens), yaklaşık yarım milyon yıl önce bir tür olarak ortaya çıkmıştır.
Güneş etrafındaki dönüş süresi 365 gündür ve günlük dönüş süresi 23 saat 56 dakikadır. Dünyanın dönme ekseni 66,5° açıyla yerleştirilmiştir .
Dünyanın atmosferi %78 nitrojen ve %21 oksijenden oluşur. Gezegenimiz geniş bir atmosferle çevrilidir. Sıcaklığa göre atmosferin bileşimi ve fiziksel özellikleri farklı katmanlara ayrılabilir. Troposfer, Dünya yüzeyi ile 11 km yükseklik arasında kalan bölgedir. Bu, havadaki su buharının çoğunu içeren oldukça kalın ve yoğun bir katmandır. Neredeyse her şey onun içinde gerçekleşiyor atmosferik olaylar Dünya sakinlerini doğrudan ilgilendiren. Troposfer bulutları, yağışları vb. içerir. Troposferi bir sonraki atmosferik katman olan stratosferden ayıran katmana tropopoz denir. Burası çok düşük sıcaklıkların olduğu bir alan.
Ay - doğal uydu Dünya ve bize en yakın gök cismi. Ay'a ortalama uzaklık 384.000 kilometre, Ay'ın çapı ise yaklaşık 3.476 km'dir. Atmosfer tarafından korunmayan Ay'ın yüzeyi gündüzleri +110 °C'ye kadar ısınırken, geceleri -120 °C'ye kadar soğuyor. Ay'ın kökeni birçok hipoteze konu oluyor. Bunlardan biri Jeans ve Lyapunov'un teorilerine dayanıyor - Dünya çok hızlı döndü ve maddesinin bir kısmını attı, diğeri ise Dünya'nın geçmekte olan bir gök cismini ele geçirmesine dayanıyor. En makul hipotez, Dünya'nın, kütlesi Mars'ın kütlesine karşılık gelen, yüksek bir açıyla meydana gelen bir gezegenle çarpışması sonucu Ay'ın temelini oluşturan devasa bir enkaz halkasının oluşmasıdır. Yüksek sıcaklıklardaki en erken metalik öncesi yoğunlaşmalardan dolayı Güneş'in yakınında oluşmuştur.
Mars güneş sisteminin dördüncü gezegenidir. Çapı neredeyse iki katı Dünya'dan daha küçük ve Venüs. Güneş'ten ortalama uzaklık 1,52 AU'dur. İki uydusu vardır: Phobos ve Deimos.
Gezegen örtülüyor gaz kabuğu- atmosferin dünyanınkinden daha az yoğun olması. Bileşimi Venüs'ün atmosferine benzer ve %2,7 nitrojenle karıştırılmış %95,3 karbondioksit içerir.
Ortalama sıcaklık Mars'taki sıcaklık Dünya'dakinden önemli ölçüde daha düşüktür, yaklaşık -40° C. En fazla uygun koşullar Yazın gezegenin gündüz yarısında hava 20° C'ye kadar ısınır. kış gecesi don -125° C'ye ulaşabiliyor. Bu tür ani sıcaklık değişimleri, Mars'ın ince atmosferinin ısıyı uzun süre tutamamasından kaynaklanıyor. Gezegenin yüzeyine uçuyorlar kuvvetli rüzgarlar hızı 100 m/s'ye ulaşır.
Mars'ın atmosferinde çok az su buharı bulunur, ancak düşük basınç ve sıcaklıkta doymaya yakın bir durumdadır ve sıklıkla bulutlarda toplanır. Açık havalarda Mars'ın gökyüzü pembemsi bir renge sahiptir ve bu durum saçılmayla açıklanmaktadır. güneş ışığı toz zerreleri ve pus, gezegenin turuncu yüzeyi tarafından aydınlatılıyor.
Mars'ın yüzeyi ilk bakışta aya benzer. Ancak gerçekte rahatlaması çok çeşitlidir. Mars'ın uzun jeolojik tarihi boyunca yüzeyi volkanik patlamalar nedeniyle değişti.
.3 Dev gezegenler
Dev gezegenler güneş sisteminin dört gezegenidir: Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün. Pek çok benzer özelliğe sahip olan bu gezegenler fiziksel özellikler dış gezegenler olarak da adlandırılır.
Karasal gezegenlerin aksine hepsi gaz gezegenleridir ve önemli ölçüde büyük boyutlar ve kütleler, daha düşük yoğunluklar, güçlü atmosferler, hızlı dönüş ve halkalar (karasal gezegenlerde bunlara sahip olmasa da) ve çok sayıda uydular.
Dev gezegenler kendi eksenleri etrafında çok hızlı dönüyorlar; Jüpiter'in bir devrimi tamamlaması 10 saatten az sürer. Üstelik dev gezegenlerin ekvator bölgeleri kutuplara göre daha hızlı dönüyor.
Dev gezegenler Güneş'ten uzaktır ve mevsimlerin doğası ne olursa olsun her zaman Güneş'in hakimiyetindedirler. düşük sıcaklıklar. Jüpiter'in ekseni yörünge düzlemine neredeyse dik olduğundan, Jüpiter'de hiç mevsim yoktur.
Dev gezegenler çok sayıda uyduyla ayırt edilir; Jüpiter şu ana kadar bunlardan 16 tanesini buldu, Satürn - 17, Uranüs - 16 ve sadece Neptün - 8. Dev gezegenlerin dikkat çekici bir özelliği, sadece Satürn'de değil, Jüpiter, Uranüs ve Neptün'de de açık olan halkalardır. .
Dev gezegenlerin yapısının en önemli özelliği bu gezegenlerin ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşması nedeniyle katı yüzeylere sahip olmamasıdır. Jüpiter'in hidrojen-helyum atmosferinin üst katmanlarında, kimyasal bileşikler, hidrokarbonlar (etan, asetilen) ve ayrıca fosfor ve kükürt içeren çeşitli bileşikler, atmosferin ayrıntılarını kırmızı-kahverengiye boyayan yabancı maddeler şeklinde bulunur. Ve sarı renkler. Bu nedenle, kimyasal bileşimleri açısından dev gezegenler karasal gezegenlerden keskin bir şekilde farklıdır.
Kabuğu, mantosu ve çekirdeği olan karasal gezegenlerin aksine, Jüpiter'de atmosferin bir parçası olan gaz halindeki hidrojen sıvıya ve ardından katı (metalik) faza geçer. Böyle olağandışı bir görünüm toplanma durumları Hidrojen daha derine daldıkça basınçta keskin bir artışla ilişkilidir.
Dev gezegenler güneş sisteminin (Güneş hariç) toplam kütlesinin %99,5'ini oluşturur. Dört dev gezegenden en iyi inceleneni, bu grubun en büyük ve Güneş'e en yakın gezegeni olan Jüpiter'dir. Çapı 3 Dünya'dan 11 kat, kütlesi ise 300 kat daha büyüktür. Güneş etrafındaki devriminin süresi neredeyse 12 yıldır.
Dev gezegenler Güneş'ten çok uzakta olduklarından sıcaklıkları (en azından bulutlarının üstünde) çok düşüktür: Jüpiter'de - 145 ° C, Satürn'de - 180 ° C, Uranüs ve Neptün'de daha da düşük.
Jüpiter'in ortalama yoğunluğu 1,3 g/cm3, Uranüs'ün 1,5 g/cm3, Neptün'ün 1,7 g/cm3 ve Satürn'ün ortalama yoğunluğu 0,7 g/cm3 olup, yani suyun yoğunluğundan daha azdır. Düşük yoğunluk ve hidrojen bolluğu, dev gezegenleri diğerlerinden ayırır.
Güneş sistemindeki türünün tek örneği, Satürn'ü çevreleyen birkaç kilometre kalınlığındaki düz bir halkadır. Gezegenin yörünge düzlemine 27° eğimli olan ekvator düzleminde yer alır. Bu nedenle, Satürn'ün Güneş etrafındaki 30 yıllık dönüşü sırasında halka, yalnızca büyük teleskoplarda ince bir çizgi olarak görülebildiği halde, bize ya oldukça açık ya da tam olarak yandan görülebilir. Bu halkanın genişliği öyle ki eğer katı olsaydı küre onun üzerinde yuvarlanabilirdi.
Çözüm
Dolayısıyla, Evrenin kökenine ilişkin iki teori vardır: Maddenin, enerjinin, uzayın ve zamanın her zaman var olduğunu ileri süren kararlı bir durum teorisi ve Evrenin ortaya çıktığını belirten Büyük Patlama teorisi. sonsuz küçük bir sıcak damla haline geldi, aniden patladı ve daha sonra galaksilerin ortaya çıktığı bulutların ortaya çıkmasına neden oldu.
Yaygın gezegen oluşumu süreci hakkında üç bakış açısı aldı: 1) gezegenler Güneş ile aynı gaz ve toz bulutundan oluşmuştur (I. Kant); 2) gezegenlerin oluştuğu bulut, Galaksinin merkezi etrafındaki dönüşü sırasında Güneş tarafından yakalanır (O.Yu. Shmidt); 3) bu bulut evrimi sırasında Güneş'ten ayrıldı
(P. Laplace, D. Jeans, vb.). Dünyanın varlığı 2 döneme ayrılır: Erken tarih ve jeolojik tarih. Dünyanın erken tarihi, şu gelişim aşamalarıyla temsil edilir: doğum aşaması, dış kürenin erime aşaması ve birincil kabuğun aşaması ( ay evresi). Jeolojik tarih - Bu, bir bütün olarak gezegen olarak Dünya'nın, özellikle kabuğunun ve doğal ortamının gelişme dönemidir. Dünyanın jeolojik tarihi, atmosferin ortaya çıkışı ve su buharının sıvı suya geçişi ile karakterize edilir; Biyosferin evrimi, Arkeen döneminin en basit hücrelerinden başlayıp Senozoik dönemde memelilerin ortaya çıkışıyla biten organik dünyanın gelişim sürecidir.
Dünyanın doğuş sürecinin kendine has özellikleri vardı. Yaklaşık 4,6-3,9 milyar yıl önce gezegenler arası enkaz ve meteorlarla yoğun bir şekilde bombalandı. Birincil madde yerçekiminin etkisi altında sıkıştırıldı ve derinlikleri ısınan bir top şeklini aldı.
Karıştırma işlemleri gerçekleşti, kimyasal reaksiyonlar gerçekleşti, daha hafif kayalar derinliklerden yüzeye doğru sıkıştırılarak yer kabuğunu oluşturdu, ağır kayalar içeride kaldı. Isıtmaya şiddetli volkanik aktivite eşlik etti, buharlar ve gazlar patladı.
Gezegenler Güneş'ten itibaren aşağıdaki sıraya göre yerleştirilir: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün, Plüton.
Karasal gezegenler, gazlı bir kabuğa sahip olan dev gezegenlerin aksine, katı bir kabuğa sahiptir. Dev gezegenler birkaç kez daha fazla gezegen dünyevi grup. Dev gezegenlerin ortalama yoğunluğu diğer gezegenlere göre düşüktür. Karasal gezegenlerin bir kabuğu, mantosu ve çekirdeği vardır, ancak Jüpiter'de atmosferin bir parçası olan gaz halindeki hidrojen önce sıvıya, sonra katıya dönüşür. metal fazı. Hidrojenin bu tür toplu hallerinin ortaya çıkması, derinliğe daldıkça basınçta keskin bir artışla ilişkilidir. Dev gezegenlerin aynı zamanda güçlü atmosferleri ve halkaları vardır.
Kaynakça
1.Gromov A.N. Muhteşem güneş sistemi. M.: Eksmo, 2012. -470 s. İle. 12-15, 239-241, 252-254, 267-270.
2.Guseyhanov M.K. Kavramlar modern doğa bilimi: Ders Kitabı. M .: "Dashkov ve Co", 2007. - 540 s. İle. 309, 310-312, 317-319, 315-316.
.Dubnischeva T.Ya. Modern doğa biliminin kavramları: eğitim kılavuzuüniversite öğrencileri için. M.: "Akademi", 2006. - 608 s. İle. 379, 380
.Dev gezegenlerin özellikleri: #"haklılaştır">. Güneş Sisteminin Yapısı: http://o-planete.ru/zemlya-i-vselennaya/stroenie-solnetchnoy-sistem.html
özel ders
Bir konuyu incelemek için yardıma mı ihtiyacınız var?
Uzmanlarımız ilginizi çeken konularda tavsiyelerde bulunacak veya özel ders hizmetleri sağlayacaktır.
Başvurunuzu gönderin Konsültasyon alma olasılığını öğrenmek için hemen konuyu belirtin.
Uzay ölçeğinde gezegenler sadece kum taneleridir ve gelişimin görkemli tablosunda önemsiz bir rol oynarlar. doğal süreçler. Ancak bunlar Evrendeki en çeşitli ve karmaşık nesnelerdir. Diğer gök cisimleri türlerinin hiçbiri astronomik, jeolojik, kimyasal ve biyolojik süreçlerin benzer bir etkileşimini göstermez. Uzayda başka hiçbir yerde bildiğimiz şekliyle yaşam ortaya çıkamaz. Yalnızca son on yılda gökbilimciler 200'den fazla gezegen keşfettiler.
Uzun zamandır sakin kabul edilen gezegenlerin oluşumu sabit süreç aslında oldukça kaotik olduğu ortaya çıktı.
Kütlelerin, boyutların, bileşimlerin ve yörüngelerin şaşırtıcı çeşitliliği birçok kişinin bunların kökenlerini merak etmesine yol açtı. 1970'lerde gezegenlerin oluşumunun düzenli olduğu kabul edildi, deterministik süreç- üzerinde amorf gaz tozu disklerinin Güneş Sisteminin kopyalarına dönüştürüldüğü bir taşıma bandı. Ancak artık bunun her sistem için farklı sonuçları olan kaotik bir süreç olduğunu biliyoruz. Doğmuş gezegenler, rekabet eden oluşum ve yıkım mekanizmalarının kaosundan sağ kurtuldu. Birçok nesne yıldızlarının ateşinde öldü, yandı ya da denize atıldı. yıldızlararası uzay. Dünyamızın uzun zamandır kayıp olan ikizleri artık karanlık ve soğuk uzayda dolaşıyor olabilir.
Gezegen oluşumu bilimi astrofizik, gezegen bilimi, istatistiksel mekanik ve doğrusal olmayan dinamiklerin kesişiminde yer alır. Genel olarak, gezegen bilimciler iki ana yön geliştiriyorlar. Sıralı birikim teorisine göre, küçük toz parçacıkları birbirine yapışarak büyük yığınlar oluşturur. Böyle bir blok çok fazla gaz çekerse Jüpiter gibi bir gaz devine, çekmezse Dünya gibi kayalık bir gezegene dönüşür. Bu teorinin ana dezavantajları sürecin yavaşlığı ve gezegen oluşumundan önce gazın dağılma ihtimalidir.
Başka bir senaryo (yerçekimi kararsızlığı teorisi), gaz devlerinin ani çöküşle oluştuğunu ve bunun ilksel gaz ve toz bulutunun yok olmasına yol açtığını belirtir. Bu süreç yıldızların oluşumunu minyatür olarak kopyalar. Ancak bu hipotez, gerçekleşmeyebilecek güçlü bir istikrarsızlığın varlığını varsaydığından oldukça tartışmalıdır. Ayrıca gökbilimciler şunu keşfettiler: büyük gezegenler ve en az kütleli yıldızlar "boşluk" ile ayrılır (sadece orta kütleli cisimler yoktur). Böyle bir "başarısızlık", gezegenlerin yalnızca düşük kütleli yıldızlar değil, tamamen farklı kökene sahip nesneler olduğunu gösterir.
Bilim adamları tartışmaya devam etse de çoğu kişi ardışık birikim senaryosunun daha olası olduğuna inanıyor. Bu yazıda özellikle buna güveneceğim.
1. Yıldızlararası bulut küçülüyor
Zaman: 0 ( başlangıç noktası gezegen oluşum süreci)
Güneş Sistemimiz, çoğunluğu önceki nesil yıldızların kalıntıları olan, yaklaşık 100 milyar yıldızın ve toz ve gaz bulutlarının bulunduğu bir Galakside yer almaktadır. İÇİNDE bu durumda toz sadece su buzu, demir ve diğer maddelerin mikroskobik parçacıklarıdır katılar yıldızın dış, soğuk katmanlarında yoğunlaşarak uzaya fırlatılır. Bulutlar yeterince soğuk ve yoğunsa, yerçekiminin etkisi altında sıkışmaya başlayarak yıldız kümeleri oluşturmaya başlarlar. Böyle bir süreç 100 bin yıldan birkaç milyon yıla kadar sürebilir.
Her yıldız, gezegenleri oluşturmaya yetecek miktarda kalan malzemeden oluşan bir diskle çevrilidir. Genç diskler çoğunlukla hidrojen ve helyum içerir. Sıcak iç bölgelerinde toz parçacıkları buharlaşır, soğuk ve seyrekleşmiş dış katmanlarda ise buhar yoğunlaştıkça toz parçacıkları varlığını sürdürür ve büyür.
Gökbilimciler bu tür disklerle çevrelenmiş birçok genç yıldız keşfettiler. 1 ile 3 milyon yıl arasındaki yıldızların gaz diskleri bulunurken, 10 milyon yıldan uzun süredir var olan yıldızların diskleri zayıf, gaz açısından fakirdir, çünkü gaz ya yeni doğan yıldızın kendisi ya da komşu yıldızlar tarafından "üflenir". . parlak yıldızlar. Bu zaman aralığı tam olarak gezegen oluşum dönemidir. Bu tür disklerdeki ağır elementlerin kütlesi, Güneş sistemindeki gezegenlerdeki bu elementlerin kütlesiyle karşılaştırılabilir: oldukça güçlü argüman Gezegenlerin bu tür disklerden oluştuğu gerçeğini savunuyoruz.
Sonuç: yeni doğan yıldız, gaz ve çok küçük (mikron boyutunda) toz parçacıklarıyla çevrilidir.
Kozmik toz topları
Dev gezegenler bile mütevazı cisimler olarak başladı; dönen bir gaz diski içinde yüzen mikron boyutunda toz taneleri (uzun zaman önce ölmüş yıldızların külleri). Yeni doğan yıldızdan uzaklaştıkça gazın sıcaklığı düşer ve "buz hattından" geçerek suyun donmasına neden olur. Güneş sistemimizde bu sınır, içteki kayalık gezegenleri dıştaki gaz devlerinden ayırır.
- Parçacıklar çarpışır, birbirine yapışır ve büyür.
- Küçük parçacıklar gaz tarafından taşınır, ancak bir milimetreden büyük olanlar yavaşlar ve spiral şeklinde yıldıza doğru hareket eder.
- Buz hattında koşullar sürtünme kuvvetinin yön değiştirmesini sağlayacak şekildedir. Parçacıklar birbirine yapışma eğilimindedir ve kolayca daha büyük cisimler (gezegencikler) halinde birleşir.
2. Disk yapı kazanır
Zaman: yaklaşık 1 milyon yıl
Öngezegen diskindeki gaz akışlarıyla birlikte düzensiz bir şekilde hareket eden toz parçacıkları birbirleriyle çarpışır ve bazen birbirine yapışır, bazen çöker. Toz taneleri yıldız ışığını emer ve onu uzun dalga boylarında yeniden yayar. kızılötesi aralığıısıyı diskin en karanlık iç bölgelerine aktarır. Gazın sıcaklığı, yoğunluğu ve basıncı genellikle yıldızdan uzaklaştıkça azalır. Basınç, yerçekimi ve merkezkaç kuvveti dengesi nedeniyle gazın yıldız etrafındaki dönüş hızı yıldızınkinden daha azdır. serbest vücut aynı mesafede.
Sonuç olarak, boyutu birkaç milimetreden daha büyük olan toz tanecikleri gazın önündedir, dolayısıyla karşıdan esen rüzgar onları yavaşlatır ve yıldıza doğru sarmal hareketler yapmaya zorlar. Bu parçacıklar büyüdükçe aşağı doğru daha hızlı hareket ederler. Metre büyüklüğündeki parçalar, yalnızca 1000 yıl içinde bir yıldıza olan mesafeyi yarıya indirebilir.
Parçacıklar yıldıza yaklaştıkça ısınırlar ve yavaş yavaş su ve uçucu maddeler adı verilen düşük kaynama noktasına sahip diğer maddeler buharlaşır. Bunun meydana geldiği mesafe - sözde "buz çizgisi" - 2-4 astronomik birimler s (a.e.). Güneş Sisteminde bu, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki tam bir geçiştir (Dünya'nın yörüngesinin yarıçapı 1 AU'dur). Buz çizgisi, gezegen sistemini uçucu maddelerden yoksun ve içeren bir iç bölgeye böler. katılar ve dıştaki, uçucu maddeler açısından zengin ve buz kütleleri içeren.
Buz hattının kendisinde, toz taneciklerinden buharlaşan su molekülleri birikiyor ve bu da bir dizi olay için tetikleyici görevi görüyor. Bu bölgede gaz parametrelerinde boşluk oluşur ve basınç sıçraması meydana gelir. Kuvvet dengesi, gazın merkezdeki yıldızın etrafındaki hareketini hızlandırmasına neden olur. Sonuç olarak, buraya düşen parçacıklar karşıdan esen rüzgardan değil, arkadan esen rüzgardan etkilenir, onları ileri doğru iter ve diske doğru göçlerini durdurur. Parçacıklar dış katmanlarından akmaya devam ettikçe buz hattı bir buz birikimi şeridine dönüşüyor.
Parçacıklar biriktikçe çarpışır ve büyürler. Bazıları buz hattını aşarak içeriye doğru göç etmeye devam ediyor; ısıtıldıklarında sıvı çamurla kaplanırlar ve karmaşık moleküller bu da onları daha yapışkan hale getiriyor. Bazı alanlar o kadar tozla doluyor ki, karşılıklı yerçekimi çekimi parçacıklar büyümelerini hızlandırır.
Toz taneleri yavaş yavaş gezegencikler adı verilen kilometre büyüklüğündeki cisimler halinde toplanır ve gezegen oluşumunun son aşamasında ilkel tozun neredeyse tamamını toplar. Gezegen sistemlerini oluştururken gezegenimsilerin kendilerini görmek zordur, ancak gökbilimciler onların varlığını çarpışmaların enkazından tahmin edebilirler (bkz: Ardila D. Görünmez gezegen sistemleri // VMN, No. 7, 2004).
Sonuç: kilometrelerce uzunluktaki "yapı taşları" gezegenimsiler olarak adlandırılır.
Oligarkların yükselişi
2. aşamada oluşan milyarlarca kilometre uzunluğundaki gezegenimsi canlılar daha sonra embriyo adı verilen Ay veya Dünya boyutunda cisimler halinde bir araya geliyor. Az sayıda tanesi yörünge bölgelerinde hakimdir. Embriyoların arasındaki bu "oligarklar" geriye kalan madde için savaşıyor
3. Gezegenlerin embriyoları oluşuyor
Zaman: 1 ila 10 milyon yıl arası
Merkür'ün, Ay'ın ve asteroitlerin kraterli yüzeyleri, gezegen sistemlerinin oluşum aşamasında atış poligonları gibi oldukları konusunda hiçbir şüpheye yer bırakmıyor. Gezegensellerin karşılıklı çarpışmaları onların hem büyümesini hem de yok edilmesini teşvik edebilir. Pıhtılaşma ve parçalanma arasındaki denge, küçük cisimlerin öncelikle sistemin yüzey alanını oluşturduğu ve büyük cisimlerin kütlesini belirlediği bir boyut dağılımıyla sonuçlanır. Bir yıldızın etrafındaki cisimlerin yörüngeleri başlangıçta eliptik olabilir, ancak zamanla gazdaki yavaşlama ve karşılıklı çarpışmalar yörüngeleri dairesel hale getirir.
Başlangıçta, rastgele çarpışmalar nedeniyle vücut büyümesi meydana gelir. Ancak gezegenimsi büyüdükçe, yerçekimi de o kadar güçlü olur ve düşük kütleli komşularını o kadar yoğun bir şekilde emer. Gezegensellerin kütleleri Ay'ın kütlesiyle kıyaslandığında, yerçekimi o kadar artar ki, çarpışmadan önce çevredeki cisimleri sallar ve yanlara doğru saptırırlar. Bu onların büyümesini sınırlar. "Oligarklar" bu şekilde ortaya çıkıyor - karşılaştırılabilir kütlelere sahip gezegenlerin embriyoları, geri kalan gezegenler için birbirleriyle rekabet ediyor.
Her embriyonun beslenme bölgesi yörüngesi boyunca dar bir şerittir. Embriyo, gezegenciklerin çoğunu kendi bölgesinden emdiğinde büyüme durur. Temel geometri, yıldızdan uzaklaştıkça bölgenin boyutunun ve soğurma süresinin arttığını göstermektedir. 1 AU uzaklıkta embriyolar 100 bin yıl içinde 0,1 Dünya kütlesi kadar bir kütleye ulaşır. 5 AU uzaklıkta birkaç milyon yılda dört Dünya kütlesine ulaşırlar. Tohumlar, buz hattının yakınında veya gezegenimsi canlıların yoğunlaştığı disk kırılmalarının kenarlarında daha da büyüyebilir.
"Oligarkların" büyümesi, sistemi gezegen olmaya çalışan beden fazlasıyla dolduruyor, ancak yalnızca birkaçı başarılı oluyor. Güneş sistemimizde gezegenler aşağıdakilere göre dağılsa da geniş alan ama birbirlerine olabildiğince yakınlar. Karasal gezegenlerin arasına Dünya kütlesinde başka bir gezegen yerleştirilirse tüm sistemin dengesi bozulur. Aynı şey bilinen diğer gezegen sistemleri için de söylenebilir. Ağzına kadar dolu bir fincan kahve görürseniz, birisinin kahveyi aşırı doldurduğundan ve bir miktar sıvı döktüğünden neredeyse emin olabilirsiniz; Kabı ağzına kadar bir damla bile dökmeden doldurmanız pek mümkün değildir. Gezegensel sistemlerin yaşamlarının başlangıcında sonuna göre daha fazla maddeye sahip olması da aynı derecede olasıdır. Bazı nesneler dengeye ulaşamadan sistemin dışına atılır. Gökbilimciler genç yıldız kümelerinde serbestçe uçan gezegenleri zaten gözlemlediler.
Sonuç:“oligarklar”, Ay'ın kütlesinden Dünya'nın kütlesine kadar değişen kütlelere sahip gezegenlerin embriyolarıdır.
Gezegen sistemi için dev bir adım
Böyle bir oluşumu gaz devi Jüpiter gibi gezegen sisteminin tarihindeki en önemli an. Eğer böyle bir gezegen oluşmuşsa tüm sistemi kontrol etmeye başlar. Ancak bunun gerçekleşmesi için embriyonun gazı merkeze doğru sarmal hareketinden daha hızlı toplaması gerekir.
Dev bir gezegenin oluşumu, çevredeki gazda yarattığı dalgalar nedeniyle engelleniyor. Bu dalgaların hareketi dengeli değildir, gezegeni yavaşlatır ve yıldıza doğru göçüne neden olur.
Gezegen gazı çekiyor ama soğuyana kadar yerleşemiyor. Ve bu süre zarfında yıldıza oldukça yakın sarmallar yapabilir. Her sistemde dev bir gezegen oluşmayabilir
4. Bir gaz devi doğuyor
Zaman: 1 ila 10 milyon yıl arası
Jüpiter muhtemelen Dünya ile karşılaştırılabilir büyüklükte bir embriyo ile başladı ve daha sonra yaklaşık 300 Dünya boyutunda gaz kütlesi daha biriktirdi. Bu etkileyici büyüme, çeşitli rekabet mekanizmalarından kaynaklanmaktadır. Çekirdeğin yerçekimi diskteki gazı çeker, ancak çekirdeğe doğru büzülen gaz enerji açığa çıkarır ve yerleşmek için soğuması gerekir. Sonuç olarak, büyüme hızı soğuma olasılığıyla sınırlıdır. Eğer bu çok yavaş gerçekleşirse, yıldız, embriyo kendi etrafında yoğun bir atmosfer oluşturmadan önce gazı diske geri üfleyebilir. Isı gidermedeki darboğaz, radyasyonun büyüyen atmosferin dış katmanları yoluyla aktarılmasıdır. Buradaki ısı akışı, gazın opaklığı (esas olarak bileşimine bağlı olarak) ve sıcaklık gradyanı (embriyonun başlangıç kütlesine bağlı olarak) tarafından belirlenir.
İlk modeller, gezegensel bir embriyonun yeterince hızlı soğuması için en az 10 Dünya kütlesi kadar bir kütleye sahip olması gerektiğini gösterdi. Bu kadar büyük bir örnek, yalnızca daha önce çok fazla malzemenin biriktiği buz hattının yakınında büyüyebilir. Belki de Jüpiter'in bu çizginin hemen arkasında yer almasının nedeni budur. Disk, gezegen bilim adamlarının genellikle varsaydığından daha fazla malzeme içeriyorsa, başka herhangi bir yerde büyük çekirdekler oluşabilir. Gökbilimciler halihazırda, etrafındaki disklerin daha önce varsayıldığından birkaç kat daha yoğun olduğu birçok yıldızı gözlemlemişti. Büyük bir örnek için ısı transferi ciddi bir sorun gibi görünmüyor.
Gaz devlerinin doğuşunu zorlaştıran bir diğer faktör de embriyonun spiral şeklinde yıldıza doğru hareketidir. Tip I göç olarak adlandırılan bir süreçte, embriyo gaz diskindeki dalgaları harekete geçirir ve bu dalgalar da yörünge hareketi üzerinde yerçekimsel bir etki yaratır. Dalgalar gezegeni takip ediyor, tıpkı gezegenin dümen suyunun bir tekneyi takip ettiği gibi. Yörüngenin dış tarafındaki gaz embriyoya göre daha yavaş dönerek onu geri çekerek hareketini yavaşlatır. Ve yörüngenin içindeki gaz daha hızlı döner ve onu hızlandırarak ileri doğru çeker. Dış bölge daha büyük olduğundan savaşı kazanır ve embriyonun enerji kaybetmesine ve milyon yılda birkaç astronomik birim kadar yörüngenin merkezine doğru batmasına neden olur. Bu göç genellikle buz hattında durur. Burada yaklaşmakta olan gaz rüzgarı arka rüzgara dönüşür ve embriyoyu ileri doğru iterek frenlemesini telafi etmeye başlar. Belki de Jüpiter'in tam olarak bulunduğu yerde bulunmasının nedeni de budur.
Embriyonun büyümesi, göçü ve diskten gaz kaybı hemen hemen aynı hızda gerçekleşir. Hangi sürecin kazanacağı şansa bağlıdır. Birkaç nesil embriyonun büyümelerini tamamlayamadan göç sürecinden geçmesi mümkündür. Arkalarında, yeni gezegenimsi gruplar diskin dış bölgelerinden merkezine doğru hareket eder ve bu, sonunda bir gaz devi oluşana kadar veya gazın tamamı çözülene ve gaz devi artık oluşamayana kadar tekrarlanır. Gökbilimciler incelenen Güneş benzeri yıldızların yaklaşık %10'unda Jüpiter benzeri gezegenler keşfettiler. Bu tür gezegenlerin çekirdekleri, Mohikanların sonuncusu olan ve pek çok nesilden beri hayatta kalan nadir embriyolar olabilir.
Tüm bu süreçlerin sonucu, maddenin başlangıç bileşimine bağlıdır. Ağır elementler bakımından zengin yıldızların yaklaşık üçte birinde Jüpiter gibi gezegenler bulunur. Belki de bu tür yıldızların yoğun diskleri vardı, bu da ısı gidermede sorun yaşamayan büyük embriyoların oluşmasına izin veriyordu. Ve tam tersine, ağır elementler bakımından fakir yıldızların etrafında nadiren gezegenler oluşur.
Bir noktada gezegenin kütlesi devasa bir hızla büyümeye başlıyor: Jüpiter gibi bir gezegen 1000 yıl içinde nihai kütlesinin yarısını elde ediyor. Aynı zamanda o kadar çok ısı üretir ki neredeyse Güneş gibi parlar. Gezegen, Tip I göçü altüst edecek kadar büyük hale geldiğinde süreç istikrara kavuşur. Diskin gezegenin yörüngesini değiştirmesi yerine, gezegenin kendisi diskteki gazın hareketini değiştirmeye başlar. Gezegenin yörüngesindeki gaz dönüyor ondan daha hızlı dolayısıyla çekiciliği gazı yavaşlatır ve onu yıldıza doğru, yani gezegenden uzağa düşmeye zorlar. Gezegenin yörüngesinin dışındaki gaz daha yavaş dönüyor, bu yüzden gezegen onu hızlandırıyor ve onu tekrar gezegenden uzağa doğru hareket etmeye zorluyor. Böylece gezegen diskte bir yırtılma yaratarak rezervi yok eder. yapı malzemesi. Gaz onu doldurmaya çalışıyor, ancak bilgisayar modelleri gezegenin 5 AU mesafede savaşı kazandığını gösteriyor. kütlesi Jüpiter'in kütlesini aşıyor.
Bu kritik kütle döneme bağlıdır. Bir gezegen ne kadar erken oluşursa, diskte hala çok fazla gaz bulunduğundan büyümesi o kadar büyük olacaktır. Satürn, birkaç milyon yıl sonra oluştuğu için Jüpiter'den daha az kütleye sahiptir. Gökbilimciler, 20 Dünya kütlesinden (bu Neptün'ün kütlesi) 100 Dünya kütlesine (Satürn'ün kütlesi) kadar değişen kütlelere sahip gezegen sıkıntısı keşfettiler. Bu, evrimin resmini yeniden yapılandırmanın anahtarı olabilir.
Sonuç: Jüpiter büyüklüğünde (veya onun eksikliği) bir gezegen.
5. Gaz devi huzursuzlaşıyor
Zaman: 1 ila 3 milyon yıl arası
Garip bir şekilde, son on yılda keşfedilen güneş dışı gezegenlerin çoğu, yıldızlarının etrafında çok yakın mesafelerde dönüyor; bu, Merkür'ün Güneş'in etrafında dönmesinden çok daha yakın. Bu sözde "sıcak Jüpiterler" şu anda bulundukları yerde oluşmadı çünkü yörüngesel beslenme bölgesi gerekli malzemeyi sağlayamayacak kadar küçük olacaktı. Belki de bunların varlığı, Güneş Sistemimizde bazı nedenlerden dolayı gerçekleşmeyen üç aşamalı bir olaylar dizisini gerektiriyordur.
İlk olarak, diskte hala yeterli gaz varken, gezegen sisteminin iç kısmında, buz hattının yakınında bir gaz devi oluşmalıdır. Ancak bunun gerçekleşmesi için diskin çok fazla katı madde içermesi gerekir.
İkinci olarak dev gezegenin mevcut konumuna taşınması gerekiyor. Tip I göç bunu sağlayamaz çünkü embriyolar çok fazla gaz biriktirmeden etki eder. Ancak tip II göç de mümkündür. Oluşan dev, diskte bir yırtılma yaratır ve yörüngesindeki gaz akışını kısıtlar. Bu durumda türbülanslı gazın diskin bitişik alanlarına yayılma eğilimiyle mücadele etmesi gerekir. Gazın yarığa sızması asla durmayacak ve merkezdeki yıldıza doğru yayılması gezegenin yörünge enerjisini kaybetmesine neden olacak. Bu süreç oldukça yavaştır: Gezegenin birkaç astronomik birimi hareket ettirmesi birkaç milyon yıl alır. Bu nedenle, bir gezegenin yıldızın yakınındaki yörüngeye girebilmesi için sistemin iç kısmında oluşmaya başlaması gerekir. Bu ve diğer gezegenler içe doğru hareket ettikçe, kalan gezegencikleri ve embriyoları önlerine iterler, belki de yıldıza daha yakın yörüngelerde "sıcak Dünyalar" yaratırlar.
Üçüncüsü, gezegen yıldızın üzerine düşmeden önce bir şeyin hareketi durdurması gerekiyor. Bu, yıldızın manyetik alanı olabilir, yıldızın yakınındaki alanı gazdan temizleyebilir ve gaz olmadığında hareket durur. Belki de gezegen yıldızda gelgitleri tetikliyor ve bunlar da gezegenin düşüşünü yavaşlatıyor. Ancak bu sınırlayıcılar her sistemde çalışmayabilir, dolayısıyla birçok gezegen yıldıza doğru ilerlemeye devam edebilir.
Sonuç: yakın yörüngede bulunan dev bir gezegen (“sıcak Jüpiter”).
Bir yıldıza nasıl sarılırım
Pek çok sistemde dev bir gezegen oluşur ve yıldıza doğru sarmal hareket etmeye başlar. Bunun nedeni, diskteki gazın iç sürtünmeden dolayı enerji kaybetmesi ve yıldıza doğru yerleşerek gezegeni de kendisiyle birlikte taşıması, gezegenin sonunda yıldıza o kadar yaklaşması ve yörüngesini stabilize etmesidir.
6. Diğer dev gezegenler ortaya çıkıyor
Zaman: 2 ila 10 milyon yıl arası
Eğer bir gaz devi oluşmayı başarırsa, bu bir sonraki devlerin doğuşuna katkıda bulunur. Bilinen dev gezegenlerin çoğu ve belki de çoğu, benzer kütleye sahip ikizlere sahiptir. Güneş sisteminde Jüpiter, Satürn'ün kendi yardımı olmadan gerçekleşebileceğinden daha hızlı oluşmasına yardımcı oldu. Ayrıca Uranüs ve Neptün'e "yardım eli uzattı", o olmasaydı şu anki kütlelerine ulaşamayacaklardı. Güneş'ten uzakta olduklarında, dışarıdan yardım almadan oluşum süreci çok yavaş ilerleyecekti: disk, gezegenler kütle kazanmaya zaman bulamadan bile çözülecekti.
İlk gaz devi çeşitli nedenlerden dolayı faydalı olduğunu kanıtlıyor. Oluşturduğu boşluğun dış kenarında, madde genel olarak buz hattındakiyle aynı nedenden dolayı yoğunlaşır: basınç farkı gazın hızlanmasına ve hareket etmesine neden olur. adil rüzgar toz tanecikleri ve gezegencikler üzerinde, diskin dış bölgelerinden göçlerini durduruyor. Buna ek olarak, ilk gaz devinin yerçekimi, komşu gezegenlerini sıklıkla sistemin dış bölgesine fırlatır ve burada onlardan yeni gezegenler oluşur.
İkinci nesil gezegenler, birinci gaz devinin kendileri için topladığı malzemelerden oluşuyor. Bu durumda hız büyük önem taşıyor: Zamandaki küçük bir gecikme bile sonucu önemli ölçüde değiştirebilir. Uranüs ve Neptün örneğinde gezegenimsilerin birikimi aşırıydı. Embriyo çok büyüdü, 10-20 Dünya kütlesine ulaştı, bu da diskte neredeyse hiç gaz kalmayıncaya kadar gaz birikiminin başlangıcını geciktirdi. Bu cisimlerin oluşumu, yalnızca iki Dünya kütlesi gaz kazandıklarında tamamlandı. Ancak bunlar artık gaz devleri değil, buz devleridir ve bunların en yaygın tür olduğu ortaya çıkabilir.
İkinci nesil gezegenlerin çekim alanları sistemdeki kaosu artırıyor. Eğer bu cisimler çok yakın oluşmuşsa, birbirleriyle ve gaz diskiyle olan etkileşimleri onları daha yüksek eliptik yörüngelere itebilir. Güneş Sisteminde gezegenlerin neredeyse dairesel yörüngeleri vardır ve birbirlerinden yeterince uzaktadırlar, bu da karşılıklı etkilerini azaltır. Ancak diğer gezegen sistemlerinde yörüngeler genellikle eliptiktir. Bazı sistemlerde rezonanslıdırlar, yani yörünge periyotları küçük tamsayılarla ilişkilidir. Bunun oluşum sırasında dahil olması pek olası değildir, ancak gezegenlerin göçü sırasında, karşılıklı çekimsel etkinin yavaş yavaş onları birbirine bağladığı zaman ortaya çıkmış olabilir. Bu tür sistemler ile Güneş Sistemi arasındaki fark, farklı başlangıç gaz dağılımlarıyla belirlenebilir.
Çoğu yıldız kümeler halinde doğar ve bunların yarısından fazlası ikili yıldızlardır. Gezegenler, yıldızların yörüngesel hareket düzleminin dışında oluşabilir; bu durumda, komşu bir yıldızın yerçekimi, gezegenlerin yörüngelerini hızla yeniden düzenler ve bozar, Güneş sistemimiz gibi düz sistemler değil, bir kovanın etrafındaki arı sürüsünü anımsatan küresel sistemler oluşturur.
Sonuç: dev gezegenlerin şirketi.
Aileye ek
İlk gaz devi bir sonrakinin doğumunun koşullarını yaratıyor. Onun tarafından temizlenen şerit, diskin dışından merkezine doğru hareket eden madde tarafından aşılamayan bir kale hendeği gibi davranır. Yeni gezegenlerin oluştuğu boşluğun dışında toplanır.
7. Dünya benzeri gezegenler oluşuyor
Zaman: 10 ila 100 milyon yıl arası
Gezegen bilim adamları, Dünya benzeri gezegenlerin dev gezegenlerden daha yaygın olduğuna inanıyor. Bir gaz devinin doğuşu birbiriyle yarışan süreçlerin hassas bir dengesini gerektirirken, kayalık bir gezegenin oluşumu çok daha karmaşık olmalıdır.
Güneş sistemi dışı Dünya benzeri gezegenlerin keşfinden önce, yalnızca Güneş Sistemi hakkındaki verilere güveniyorduk. Dört karasal gezegen - Merkür, Venüs, Dünya ve Mars - esas olarak aşağıdaki maddelerden oluşur: yüksek sıcaklık demir ve silikat kayaları gibi kaynama. Bu, buz hattının içinde oluştuklarını ve gözle görülür şekilde göç etmediklerini gösteriyor. Yıldızdan bu kadar uzakta, gezegensel embriyolar gaz halindeki bir diskte 0,1 Dünya kütlesine kadar büyüyebilir, yani. Merkür'den daha fazla değil. Daha fazla büyüme için embriyoların yörüngelerinin kesişmesi gerekir, sonra çarpışıp birleşeceklerdir. Bunun koşulları, gazın diskten buharlaşmasından sonra ortaya çıkar: birkaç milyon yıl boyunca karşılıklı rahatsızlıkların etkisi altında, çekirdeklerin yörüngeleri elips şeklinde gerilir ve kesişmeye başlar.
Açıklanması çok daha zor olan ise sistemin kendisini nasıl yeniden dengeye getirdiği ve karasal gezegenlerin nasıl şu anki neredeyse dairesel yörüngelerine yerleştiğidir. Az miktarda kalan gaz bunu sağlayabilirdi, ancak bu gazın embriyoların yörüngelerinin başlangıçtaki "gevşekliğini" önlemesi gerekirdi. Belki de gezegenler neredeyse oluştuğunda, hala yeterince gezegenimsi sürüsü vardır. Önümüzdeki 100 milyon yıl boyunca gezegenler bu gezegenciklerden bazılarını süpürür, geri kalanları ise Güneş'e doğru saptırır. Gezegenler düzensiz hareketlerini mahkum gezegenlere aktarır ve dairesel veya neredeyse dairesel yörüngelere doğru hareket ederler.
Diğer bir fikir ise, Jüpiter'in yerçekiminin uzun vadeli etkisinin, oluşan karasal gezegenlerin göç etmesine ve onları taze malzeme içeren alanlara taşımasına neden olduğudur. Bu etki, Jüpiter mevcut yörüngesine doğru alçaldıkça yavaş yavaş içe doğru kayan rezonans yörüngelerinde daha büyük olmalıdır. Radyoizotop ölçümleri, önce asteroitlerin (Güneş'in oluşumundan 4 milyon yıl sonra), sonra Mars'ın (10 milyon yıl sonra) ve daha sonra da Dünya'nın (50 milyon yıl sonra) oluştuğunu gösteriyor: sanki Jüpiter'in yükselttiği bir dalga güneş sisteminden geçmiş gibi. . Eğer engellerle karşılaşmasaydı, tüm karasal gezegenleri Merkür'ün yörüngesine doğru kaydıracaktı. Böyle üzücü bir kaderden kaçınmayı nasıl başardılar? Belki de zaten çok büyük hale gelmişlerdi ve Jüpiter onları fazla hareket ettiremedi veya belki de güçlü darbeler onları Jüpiter'in etki alanının dışına attı.
Pek çok gezegen bilimcinin Jüpiter'in rolünün oluşumda belirleyici olduğunu düşünmediğini unutmayın. kayalık gezegenler. Güneş benzeri yıldızların çoğunun Jüpiter benzeri gezegenleri yoktur ancak etraflarında tozlu diskler vardır. Bu, Dünya gibi nesnelerin oluşabileceği gezegenlerin ve gezegen embriyolarının olduğu anlamına gelir. Önümüzdeki on yılda gözlemcilerin cevaplaması gereken asıl soru, kaç tane sistemin Dünyası var ama Jüpiter'i yok?
Gezegenimiz için en önemli dönem, Güneş'in oluşumundan sonraki 30 ila 100 milyon yıl arasındaki dönemdi; Mars büyüklüğünde bir embriyo, proto-Dünya'ya çarparak Ay'ı oluşturan büyük miktarda enkaz oluşturdu. Bu yüzden güçlü darbe elbette güneş sistemine büyük miktarda madde saçıldı; dolayısıyla diğer sistemlerdeki Dünya benzeri gezegenlerin de uyduları olabilir. Bu güçlü darbenin Dünya'nın birincil atmosferini bozması gerekiyordu. Bugünkü atmosferi büyük ölçüde gezegenciklerde hapsolmuş gazdan kaynaklanıyordu. Dünya onlardan oluştu ve daha sonra bu gaz volkanik patlamalar sırasında ortaya çıktı.
Sonuç: karasal gezegenler.
Dairesel olmayan hareketin açıklaması
İç güneş sisteminde gezegen embriyoları gaz yakalayarak büyüyemezler, dolayısıyla birbirleriyle birleşmeleri gerekir. Bunu yapabilmek için yörüngelerinin kesişmesi gerekir, bu da başlangıçtaki dairesel hareketlerini bir şeyin bozması gerektiği anlamına gelir.
Embriyolar oluştuğunda dairesel veya daireye yakın yörüngeleri kesişmez.
Embriyoların birbirleriyle ve dev gezegenle olan çekimsel etkileşimi yörüngeleri bozar.
Embriyolar birleşerek dünya benzeri bir gezegen oluşturur. Dairesel bir yörüngeye dönerek kalan gazı karıştırır ve kalan gezegenleri dağıtır.
8. Tasfiye işlemleri başlıyor
Zaman: 50 milyondan 1 milyar yıla kadar
Bu noktada gezegen sistemi neredeyse oluşmuştu. Birkaç küçük süreç daha devam ediyor: yerçekimi nedeniyle gezegenlerin yörüngelerini istikrarsızlaştırabilecek çevredeki yıldız kümesinin parçalanması; bir yıldızın sonunda gaz diskinin çökmesinden sonra ortaya çıkan iç kararsızlık; ve son olarak kalan gezegenimsi canlıların dev gezegen tarafından dağıtılmaya devam edilmesi. Güneş Sisteminde Uranüs ve Neptün, gezegencikleri dışarıya, Kuiper kuşağına veya Güneş'e doğru fırlatır. Ve Jüpiter, güçlü yerçekimiyle onları Oort bulutuna, bölgenin en ucuna gönderir. yerçekimi etkisi Güneş. Oort bulutu yaklaşık 100 Dünya kütlesi malzeme içerebilir. Zaman zaman Kuiper kuşağından veya Oort bulutundan gelen gezegenler Güneş'e yaklaşarak kuyruklu yıldızlar oluşturur.
Gezegenciklerin saçılmasıyla, gezegenlerin kendisi de bir miktar göç eder ve bu, Plüton ve Neptün'ün yörüngelerinin senkronizasyonunu açıklayabilir. Satürn'ün yörüngesinin bir zamanlar Jüpiter'e yakın olması, ancak daha sonra ondan uzaklaşması mümkündür. Bu muhtemelen Güneş'in oluşumundan 800 milyon yıl sonra başlayan, Ay'la (ve görünüşe göre Dünya'yla) çok yoğun çarpışmaların yaşandığı sözde geç bombardıman dönemiyle ilgilidir. Bazı sistemlerde, gelişimin geç bir aşamasında oluşan gezegenlerin görkemli çarpışmaları meydana gelebilir.
Sonuç: Gezegenlerin ve kuyruklu yıldızların oluşumunun sonu.
Geçmişten gelen haberciler
Meteoritler sadece uzay kayaları değil aynı zamanda uzay fosilleridir. Gezegen bilim adamlarına göre bunlar Güneş Sisteminin doğuşunun tek somut kanıtıdır. Bunların, gezegenlerin oluşumuna hiçbir zaman katılmayan ve sonsuza kadar donmuş kalan gezegenimsi parçaların parçaları olan asteroit parçaları olduğuna inanılıyor. Göktaşlarının bileşimi, ana bedenlerinin başına gelen her şeyi yansıtır. Jüpiter'in uzun süredir devam eden çekimsel etkisinin izlerini göstermeleri şaşırtıcı.
Demir ve taşlı göktaşları Görünüşe göre erime yaşayan küçük gezegenlerde oluşmuş ve demirin silikatlardan ayrılmasına neden olmuş. Ağır demir çekirdeğe battı ve dış katmanlarda hafif silikatlar birikti. Bilim insanları ısınmanın çürümeden kaynaklandığına inanıyor radyoaktif izotop yarı ömrü 700 bin yıl olan alüminyum-26. Bir süpernova patlaması veya yakındaki bir yıldız, protosolar buluta bu izotopu "bulaştırabilir", bunun sonucunda büyük miktarlarda Güneş Sisteminin ilk nesil gezegenlerine girebilir.
Ancak demir ve taş göktaşları nadirdir. Çoğu, küçük milimetre boyutunda tanecikler olan kıkırdak içerir. Bu göktaşları (kondritler) gezegenimsilerden önce ortaya çıktılar ve hiçbir zaman erime yaşamadılar. Görünüşe göre asteroitlerin çoğu, büyük olasılıkla Jüpiter'in etkisiyle sistemden fırlatılan ilk nesil gezegenimsilerle ilişkili değil. Gezegenbilimciler, mevcut asteroit kuşağı bölgesinin daha önce şimdikinden bin kat daha fazla madde içerdiğini hesapladılar. Jüpiter'in pençesinden kaçan veya daha sonra asteroit kuşağına giren parçacıklar birleşerek yeni gezegenciklere dönüştü, ancak o zamana kadar içlerinde çok az alüminyum-26 kalmıştı, bu yüzden asla erimediler. Kondritlerin izotopik bileşimi, bunların Güneş Sistemi'nin oluşumu başladıktan yaklaşık 2 milyon yıl sonra oluştuğunu göstermektedir.
Bazı kıkırdakların camsı yapısı, gezegenlere girmeden önce keskin bir şekilde ısıtıldıklarını, eritildiklerini ve ardından hızla soğuduklarını gösteriyor. Jüpiter'in erken yörünge göçüne neden olan dalgalar şok dalgalarına dönüşmüş olmalı ve bu ani ısınmaya neden olmuş olabilir.
Tek bir plan yok
Güneş dışı gezegenlerin keşfedildiği dönemden önce yalnızca Güneş Sistemini inceleyebiliyorduk. Her ne kadar bu mikrofiziği anlamamızı sağladıysa da en önemli süreçler diğer sistemlerin geliştirilme yolları hakkında hiçbir fikrimiz yoktu. Son on yılda keşfedilen şaşırtıcı gezegen çeşitliliği, bilgi ufkumuzu önemli ölçüde genişletti. Güneş dışı gezegenlerin, oluşumu, göçü, yıkımı ve sürekli dinamik evrimi deneyimlemiş, hayatta kalan son protogezegen nesli olduğunu anlamaya başlıyoruz. Güneş sistemimizdeki göreceli düzen herhangi bir genel planın yansıması olamaz.
Teorisyenler, güneş sistemimizin uzak geçmişte nasıl oluştuğunu anlamaya çalışmaktan ziyade, yakın gelecekte keşfedilebilecek, henüz keşfedilmemiş sistemlerin özellikleri hakkında tahminlerde bulunmayı mümkün kılan araştırmalara yöneldiler. Şimdiye kadar gözlemciler yalnızca güneş benzeri yıldızların yakınında Jüpiter mertebesinde kütleye sahip gezegenleri fark etmişlerdi. Yeni nesil cihazlarla donanmış olarak, ardışık birikim teorisine göre yaygın olması gereken Dünya benzeri nesneleri arayabilecekler. Gezegen bilim adamları Evrendeki dünyaların ne kadar çeşitli olduğunu yeni yeni anlamaya başlıyorlar.
Tercüme: V. G. Surdin
Daha fazla okuma:
1) Deterministik Bir Gezegen Oluşumu Modeline Doğru. S.Ida ve D.N.C. Lin, Astrofizik Dergisi, Cilt. 604, Hayır. 1, sayfa 388-413; Mart 2004.
2) Gezegen Oluşumu: Teori, Gözlem ve Deneyler. Hubert Klahr ve Wolfgang Brandner tarafından düzenlenmiştir. Cambridge University Press, 2006.
3) Alven H., Arrhenius G. Güneş Sisteminin Evrimi. M.: Mir, 1979.
4) Vityazev A.V., Pechernikova G.V., Safronov V.S. Karasal gezegenler: Kökeni ve erken evrimi. M.: Nauka, 1990.
Keçeli kalem alın ve bir balonun üzerine birkaç "galaksi" çizin farklı şekiller. Balon kuruduğunda şişirmeye başlayın; “galaksilerin” nasıl dağıldığını göreceksiniz. Nasıl daha büyük topşişerler, birbirlerinden daha da uzaklaşırlar. Aynı şey Evrende de oluyor. Bu, bilim adamlarının Evrenin genişlemesini göstermek için önerdiği modellerden biridir.
Milyarlarca yıl önce güneş sistemi gaz ve toz bulutunun oluşmasıyla oluşmaya başladı. Sistemin merkezi, etrafında çok sayıda başka nesnenin yerçekimi kuvveti altında hareket ettiği Güneş'tir - gezegenler, asteroitler, kuyruklu yıldızlar, göktaşları ve çok sayıda kozmik toz. Güneş o kadar büyüktür ki aslında tüm sistemin kütlesinin çoğunu oluşturur.
Güneş Sisteminin Yapısı
Güneş sisteminde toplam sekiz gezegen bulunmaktadır. Sözde karasal gezegenler - Merkür, Venüs, Dünya ve Mars iç gezegenler Asteroit kuşağıyla ayrılan dört dev gezegenin (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) aksine. Karasal gezegenler çoğunlukla kayalık maddelerden oluşurken, dış gezegenler çoğunlukla gaz gezegenleri. Üstelik ikincisi birçok kez daha büyük ve daha büyüktür.
İç ve dış gezegenler arasında oluşan devasa asteroit kuşağının tam olarak neden hala gizemini koruduğuna dair bilim insanları, eğer böyle olmasaydı yerçekimi alanları Jüpiter - o zaman belki bir gezegen halinde birleşirlerdi. Ancak bu konuda pek çok tahmin var; hatta bazıları asteroit kuşağının gezegenin başka bir gök cismi ile çarpışması sonucu oluştuğuna inanıyor.
Güneş sisteminin yapısı zaten incelenmiş gibi görünse de, bilim adamları hala değişiklik yapıyorlar, örneğin 2005 yılında Plüton'un gezegen olmayı bırakıp başladığı "gezegen nedir" tanımında bir değişiklik kabul edildi. Güneş sisteminde oldukça fazla sayıda bulunan cüce gezegen olarak adlandırılacak.
Güneş sistemindeki gezegenlerin konumu
Güneş Sistemindeki gezegenler aşağıdaki şemaya göre düzenlenmiştir:
Güneş > Merkür > Venüs > Dünya > Mars > Asteroit Kuşağı > Jüpiter > Satürn > Uranüs > Neptün
Güneş Sisteminin Kökeni
En popüler teori, çoğu galaksi, gezegen ve yıldız gibi bizim sistemimizin de 15 milyar yıl önce meydana gelen Büyük Patlama'dan sonra oluştuğudur. Kaçan büyük miktardaki madde yavaş yavaş soğudu ve galaksimiz de dahil olmak üzere kozmik cisimler oluştu. Hangi süreçler sonucunda kesin olarak bilinmemekle birlikte, yaklaşık 5 milyar yıl önce, toz ve gazdan oluşan madde pıhtıları, yer çekimi kuvvetinin etkisiyle sıkışıp birbirlerinin etrafında dönmeye başlamışlardır. Bu hareketin merkezinde Güneş oluşmuştur. Ancak bu girdabın içinde diğer parçalar birleşmeye başladı ve daha sonra gezegen haline gelen "mühürler" oluştu.
Ancak yine de güneş sisteminin kökeni henüz güvenilir bir şekilde araştırılmamıştır, çünkü bilim adamlarının teorilerinde bazı gizemler ve tutarsızlıklar vardır, örneğin Venüs'ün neden diğer gezegenlere göre ters yönde döndüğü tam olarak belli değildir. Bu bakımdan, arkadaşıyla çarpıştığı ve onun hareketinin yönünü değiştirdiği yönünde hipotezler var, ancak buna dair ikna edici bir kanıt yok.
Güneş sistemi video sunumu:
(şimdi yaklaşık 100 gezegen sistemi keşfedildiğine göre, Güneş hakkında değil, gezegen sistemi hakkında konuşmak gelenekseldir) yaklaşık 200 yıl önce, iki seçkin bilim adamının - filozof I. Kant, matematikçi ve gökbilimci P. Laplace neredeyse aynı anda ilkini formüle etti bilimsel hipotezler kökeni. Hipotezlerin kendilerinin, etraflarındaki tartışmaların ve diğer hipotezlerin (örneğin J. Jean-sa) tamamen spekülatif olduğu söylenmelidir. Sadece 50'li yıllarda. XX yüzyıl Modern bir hipotezin formüle edilmesine yetecek kadar veri toplandı.
Gezegen sisteminin kökeni hakkında, gezegenlerin kimyasal ve izotopik bileşimleri ve atmosferlerindeki farklar gibi konuları ayrıntılı olarak açıklayacak kapsamlı bir hipotez henüz mevcut değildir. Aynı zamanda, gezegen sisteminin kökeni hakkındaki modern fikirler, gezegenlerin iki gruba bölünmesi, kimyasal bileşimdeki temel farklılıklar ve gezegen sisteminin dinamik tarihi gibi konuları oldukça güvenle yorumluyor.
Gezegen oluşumu çok hızlı gerçekleşir; Yani Dünya'nın oluşması yaklaşık 100.000.000 yıl sürdü. Son yıllarda yapılan hesaplamalar şunu göstermiştir. modern hipotez Gezegenlerin oluşumu oldukça iyi kanıtlanmıştır.
Parçacıkların birbirine yapışması
Oluşan proto-gezegen diskinde parçacıklar birleşmeye başladı. Yapışma parçacıkların yapısı ile sağlanır. Üzerinde bir kar (su, metan vb.) “katının” büyüdüğü karbon, silikat veya demir tozu parçacıklarıdır. Toz taneciklerinin Güneş etrafında dönme hızı oldukça yüksekti (bu, saniyede onlarca kilometrelik Kepler hızıdır), ancak göreceli hızlar çok küçüktü ve çarpışmalar sırasında parçacıklar küçük topaklar halinde birbirine yapışıyordu. Siteden materyal
Gezegenlerin görünümü
Çok hızlı bir şekilde çekim kuvvetleri, topakların artmasında belirleyici bir rol oynamaya başladı. Bu, ortaya çıkan agregaların büyüme oranının kütleleriyle yaklaşık olarak beşinci kuvvetle orantılı olmasına yol açtı. Sonuç olarak her yörüngede büyük bir cisim kaldı. gelecek gezegen ve muhtemelen uyduları haline gelen çok daha küçük kütleli birkaç cisim daha.
Gezegenleri bombalamak
En son aşamada artık Dünya'ya ve diğer gezegenlere parçacıklar değil, asteroit büyüklüğünde cisimler düştü. Maddenin sıkışmasına, alt toprağın ısınmasına ve yüzeylerinde deniz ve krater şeklinde izlerin ortaya çıkmasına katkıda bulundular. Bu dönem
Üniversite: belirtilmemiş
Giriş 3
Güneş Sisteminin Kökeni 4
Güneş Sisteminin Evrimi 6
Sonuç 9
Referanslar 10
giriiş
Gök cisimlerinin kökenini ve gelişimini inceleyen astronomi dalına kozmogoni denir. Kozmogoni, bireysel gök cisimlerinin ve sistemlerinin oluşumuna ve sonraki evrimlerinin yönüne yol açan kozmik maddenin formlarını değiştirme süreçlerini inceler. Kozmogonik araştırmalar aynı zamanda ortaya çıkma gibi sorunların çözümüne de yol açmaktadır. kimyasal elementler Ve kozmik ışınlar, manyetik alanların görünümü ve radyo emisyon kaynakları.
Kozmogonik sorunların çözümü büyük zorluklarla ilişkilidir, çünkü gök cisimlerinin ortaya çıkışı ve gelişimi o kadar yavaş gerçekleşir ki bu süreçleri doğrudan gözlemlerle izlemek imkansızdır; Kozmik olayların zamanlaması o kadar uzun ki, tüm astronomi tarihi, süreleri ile karşılaştırıldığında bir an gibi görünüyor. Bu nedenle, gök cisimlerinin eşzamanlı olarak gözlemlenen fiziksel özelliklerinin karşılaştırılmasından elde edilen kozmogoni, karakteristik özellikler gelişimlerinin birbirini izleyen aşamaları.
Gerçek verilerin yetersizliği, kozmogonik araştırmaların sonuçlarını hipotezler biçiminde resmileştirme ihtiyacına yol açmaktadır; Gözlemlere, teorik hesaplamalara ve doğanın temel yasalarına dayanan bilimsel varsayımlar. Daha fazla gelişme Bir hipotez, onun doğa kanunlarına ne ölçüde karşılık geldiğini gösterir ve nicelik belirleme tahmin ettiği gerçekler.
Geçmişteki gökbilimciler, Güneş Sistemi'nin oluşumuyla ilgili birçok teori öne sürdüler ve 1940'larda Sovyet gökbilimci Otto Schmidt, Galaksinin merkezi etrafında dönen Güneş'in bir toz bulutu yakaladığını öne sürdü. Bu devasa soğuk toz bulutunun maddesinden, soğuk, yoğun gezegen öncesi cisimler - gezegenimsi cisimler - oluştu.
Güneş Sisteminin Kökeni
Örneklerde bulunan en eski kayaların yaşı ay toprağı ve meteorların yaşı yaklaşık 4,5 milyar yıldır. Güneş'in yaşının hesaplanması yakın bir değer verdi - 5 milyar yıl. Günümüzde Güneş Sistemi'ni oluşturan tüm cisimlerin yaklaşık 4,5-5 milyar yıl önce oluştuğu genel kabul görmektedir.
En gelişmiş hipoteze göre hepsi devasa bir soğuk gaz ve toz bulutunun evrimi sonucu oluşmuştur. Bu hipotez, Güneş sisteminin yapısının birçok özelliğini, özellikle de iki gezegen grubu arasındaki önemli farklılıkları oldukça iyi açıklıyor.
Birkaç milyar yıl boyunca bulutun kendisi ve onu oluşturan maddeler önemli ölçüde değişti. Bu bulutu oluşturan parçacıklar Güneş'in etrafında çeşitli yörüngelerde dönüyordu.
Bazı çarpışmalar sonucunda parçacıklar yok oldu, bazılarında ise daha büyük parçacıklar halinde birleşti. Gelecekteki gezegenlerin ve diğer cisimlerin embriyoları olan daha büyük madde yığınları ortaya çıktı.
Gezegenlerin göktaşı “bombardımanı” da bu fikirlerin bir teyidi sayılabilir - aslında geçmişte onların oluşumuna yol açan sürecin bir devamıdır. Günümüzde gezegenlerarası uzayda giderek daha az göktaşı maddesi kaldığında, bu süreç geçmişe göre çok daha az yoğun oluyor. başlangıç aşamaları gezegenlerin oluşumu.
Aynı zamanda bulutta maddenin yeniden dağıtımı ve farklılaşması meydana geldi. Güçlü ısınmanın etkisi altında, Güneş'in çevresinden gazlar buharlaştı (çoğunlukla Evrende en yaygın olanı - hidrojen ve helyum) ve yalnızca katı, refrakter parçacıklar kaldı. Bu maddeden Dünya, uydusu Ay ve diğer karasal gezegenler oluştu.
Gezegenlerin oluşumu sırasında ve daha sonra milyarlarca yıl boyunca, gezegenlerin içlerinde ve yüzeyinde erime, kristalleşme, oksidasyon ve diğer süreçler meydana geldi. fiziksel ve kimyasal süreçler. Bu, Güneş Sisteminin şu anda mevcut tüm gövdelerinin oluşturulduğu maddenin orijinal bileşiminde ve yapısında önemli bir değişikliğe yol açtı.
Güneş'ten uzakta, bulutun çevresinde bu uçucu maddeler toz parçacıklarının üzerinde dondu. Hidrojen ve helyumun göreceli içeriğinin arttığı ortaya çıktı. Bu maddeden, büyüklüğü ve kütlesi karasal gezegenleri önemli ölçüde aşan dev gezegenler oluştu. Sonuçta, bulutun çevresel kısımlarının hacmi daha büyüktü ve bu nedenle Güneş'ten uzaktaki gezegenlerin oluştuğu maddenin kütlesi daha büyüktü.
Uyduların doğası ve kimyasal bileşimine ilişkin veriler dev gezegenler alınan son yıllar kullanarak uzay aracı, Güneş Sistemindeki cisimlerin kökeni hakkındaki modern fikirlerin geçerliliğinin bir başka kanıtı oldu. Protoplanet bulutun çevresine giden hidrojen ve helyumun dev gezegenlerin bir parçası haline geldiği koşullarda uydularının Ay'a ve karasal gezegenlere benzediği ortaya çıktı.
Ancak protogezegen bulutundaki maddenin tamamı gezegenlerin ve uydularının parçası haline gelmedi. Maddesinin pek çok pıhtısı hem gezegen sisteminin içinde asteroitler ve hatta daha küçük cisimler şeklinde hem de kuyruklu yıldız çekirdekleri şeklinde onun dışında kaldı.
Güneş Sisteminin Evrimi
Teorik olarak gezegenler Güneş'le yaklaşık olarak aynı anda oluştu ve plazma halindeydi. Birleşik sistem sırasında oluşan yerçekimi etkileşimlerişu anda bunu destekleyenler. Daha sonra gezegenler, daha az enerji yoğun sistemler olarak hızla nükleer ve moleküler füzyon, kabuk oluşumu ve bilgi evrimi süreçlerine geçti.
Soğutma ve enerji kaybı süreci sistemin çevresinden başladı. Uzak gezegenler daha erken soğudu, madde moleküler duruma geçti ve kabuk oluştu. Burada kozmik radyasyon formundaki bir dış bilgi faktörü, süreçlerin enerji koşullandırmasıyla bağlantılıdır. V.I. Vernadsky'nin 1965'te yazdığı şey şu: ... Dünya gezegeninin tarihinde, Samanyolu'nun kozmik madde biçimindeki enerjik ve maddi tezahürüyle, meteorlar ve tozla (genellikle jeologlar tarafından dikkate alınır) ve maddi-enerjik, gözle görülmeyen ve bilinçli olarak insan tarafından algılanmayan, nüfuz eden kozmik radyasyon. Geçen yüzyılın bir başka yetkili araştırmacısı olan Hess, 1933'te bu radyasyonların - akışların - sürekli olarak gezegenimize, biyosferine getirildiğini kanıtladı. temel parçacıklar enerji açısından önemi olan havanın iyonlaşmasına neden olur yer kabuğuçok önemli.
Gezegen kabuğunun oluşumu bir enerji-bilgi etkileşimidir ve ardından gezegen sistemi galaktik bilgi alışverişi sürecine dahil olur. Gezegen sistemindeki bir sonraki enerji kaybının yerini, enerjiyi koruyan bilgi düzeyindeki bir artış alır. Biyopolimerler, artan dış bilgi etkisi altında, gelişimi canlı bir hücrenin ortaya çıkmasına yol açan karmaşık moleküler kümeler oluşturur ve organik yaşam. Yaşamın kökeninde dış faktörlerin rolü uzun zamandır bilim adamları tarafından tartışılmaktadır. İlk versiyonlardan biri Arrhenius (1859-1927) tarafından, boşlukta dağılan kozmik toz arasında sayısız sporun (gezegenlerden gelen canlı maddenin embriyoları) olması gerektiği ileri sürüldü. karasal gezegenler ve zamanla tekrar yakalanırlar. Diğer bir versiyon ise meteorlar kullanılarak canlıların taşınmasıydı. Bu versiyonları reddetmeden, ana aktarımın sadece maddi değil, aynı zamanda maddi-bilgisel, dalga ve alan etkileri olduğuna inanma eğilimindeyiz.
Herhangi bir enerji-bilgi yapısında olduğu gibi, Güneş Sistemi de sistemin enerji potansiyeli azaldıkça maddenin organizasyonunun bilgi seviyesindeki bir artışla karakterize edilir. Hiç şüphe yok ki soğutma işlemi sırasında uzak gezegenler Güneş Sisteminin genel enerji potansiyeli şimdikinden daha yüksekti, dolayısıyla uzak gezegenlerdeki yaşamın bilgi düzeyi şu anda Dünya'da gözlemlediklerimizden kesinlikle daha düşüktü.
Sistemin genel enerji seviyesi düştükçe Güneş Sistemindeki bilgi etkileşimlerinin seviyesindeki artış da arttı. Resepsiyon dış bilgi uzak gezegenler, iç gezegenlerin buna karşılık gelen etkileşimi ile ortaya çıktı enerji seviyesi sistem ve dış bilgi düzeyi. O zamanlar galaktik enerji-bilgi alışverişi sistemi yeni yeni dengeye geliyordu. Ayrıca, Güneş Sistemi ve tüm Evren geliştikçe, enerji-bilgi alışverişi daha yüksek düzeydeki bilgilerle zenginleşti, hem bireysel bilgi atomlarının (Güneş Sistemi olan) hem de tüm galaksinin enerji potansiyeli azaldı.
Güneş Sistemine dönecek olursak, uzak gezegenlerin soğuma hızları daha yüksek olduğundan, evrimlerinin büyük olasılıkla daha kısa sürede gerçekleştiğini belirtmek gerekir. Aynı zamanda güneş sisteminin yüksek enerji potansiyeli de dengeye ulaşmalarına izin vermiyordu. Tüm bu faktörlerin kesinlikle katkısı olmadı bilgi geliştirme bu sistemler. Bu nedenle, onların gelişimi hızla bilgi zirvesine ulaştı; Enerjiyi bağlayan yoğun fiziksel maddenin artık sistemi enerji bozulmasından koruyamadığı sistemin böyle bir evrimsel durumu. Bu, tüm sistemin minimum enerji durumudur. Madde organizasyonunun en yüksek seviyelerinin parçalanma süreçleri enerjinin serbest bırakılmasıyla başlar.
Güneş Sistemi ölçeğinde bozunma süreçleri çok uzun zaman alır; Güneş Sisteminin soğuyan altı gezegeninin tümü (Plüton, Neptün, Uranüs, Satürn, Jüpiter, Mars) moleküler bozunma halindedir; enerjinin fiziksel boşluğa geçişinin enerji seviyesi. Daha sonra moleküler bozunma süreçleri nükleer bozunmaya dönüşür, nükleerler arası mesafeler azalır ve süper yoğun madde oluşur. Ayrışmanın bu aşamalarında boşluğa salınır. maksimum miktar enerji.
Çözüm
Buna göre modern fikirler Güneş Sistemi'nin oluşumu yaklaşık 4,6 milyar yıl önce dev bir yıldızlararası moleküler bulutun küçük bir kısmının yerçekimsel çöküşüyle başladı. Maddenin çoğu, daha sonra bir yıldızın (Güneş) oluşmasıyla birlikte kütleçekim merkezinin çökmesine neden oldu. Merkeze düşmeyen madde, etrafında dönen bir proto-gezegen diski oluşturdu; bundan sonra gezegenler, uyduları, asteroitler ve Güneş Sisteminin diğer küçük cisimleri oluştu.
Güneş sisteminin gaz ve toz bulutundan oluşumuna ilişkin hipotez - bulutsu hipotezi- ilk olarak 18. yüzyılda Emmanuel İsveçborg, Immanuel Kant ve Pierre-Simon Laplace tarafından önerildi. Daha sonra birçok kişinin katılımıyla gelişimi gerçekleşti. bilimsel disiplinler astronomi, fizik, jeoloji ve gezegen bilimi dahil. başlangıç ile uzay çağı 1950'lerde ve 1990'larda güneş dışı gezegenlerin (dış gezegenler) keşfedilmesiyle birlikte, model, yeni verileri ve gözlemleri açıklamak için çok sayıda teste ve iyileştirmeye tabi tutuldu.
Arkadaşlar! Sende var mı eşsiz fırsat sizin gibi öğrencilere yardım edin! Sitemiz bulmanıza yardımcı olduysa doğru iş, o zaman eklediğiniz çalışmanın başkalarının işini nasıl kolaylaştırabileceğini kesinlikle anlarsınız.
Özetin kalitesinin düşük olduğunu düşünüyorsanız veya bu çalışmayı daha önce gördüyseniz, lütfen bize bildirin.