Презентация "Современные представления о происхождении и ранней эволюции Солнечной системы"

• 1 слайд

  Современные представления о происхождении солнечной системы
  

• 2 слайд

  Понятие о космогонии
  Вопросы происхождения и эволюции небесных тел изучаются особым разделом астрономической науки, называемым космогонией. Космогонические проблемы имеют большое значение для развития научного мировоззрения в целом, и естественно, что они интересуют не только астрономов. Вместе с тем космогонические проблемы относятся к числу наиболее трудных астрономических задач. И в самом деле, то, что мы сейчас наблюдаем, — это моментальный снимок Вселенной. Можно определить с помощью этого снимка, какова она сейчас, но гораздо труднее судить о ее прошлом и будущем. И все-таки за последнее время удалось многое узнать о происхождении и развитии небесных тел.
  

• 3 слайд

  Для решения космогонических проблем использовались два основных подхода. Первый подход является чисто теоретическим: исходя из общих законов физики можно определить, какие именно условия должны были существовать в прошлом, чтобы некоторое небесное тело приобрело, именно те характеристики, которыми оно сейчас обладает, какой путь развития оно должно было пройти. Второй подход наблюдательный: сравнивая характеристики небесных тел, находящихся в разных стадиях развития, можно установить, в какой последовательности эти стадии сменяли друг друга. Второй подход можно применять, конечно, только к объектам многочисленным, таким как звезды, звездные скопления, газовые туманности, галактики.
  
  

• 4 слайд

  Гипотезы Канта, Лапласа и Джинса
  В XVIII в. в результате успехов Ньютоновской механики установилось представление о Вселенной как о неизменной системе космических тел, управляемой точными законами природы. В этой системе не было места для божественного произвола, за исключением начального момента — «акта творения». Считалось, что сложный механизм Вселенной был запущен один раз («начальный толчок»), а дальше уже он «шел» сам собой без каких-либо изменений. Еще ранее Декарт (1644) впервые высказал предположение, что Солнечная система образовалась из облака газа и пыли. Аналогичную гипотезу впоследствии развивали Бюффон (1749) и Кант (1755). Они предполагали, что в центре облака возникло Солнце, в периферийных частях — планеты. Эта картина, по-видимому, в общих чертах правильна, но в то время она не поддавалась детальной разработке, так как не существовало еще атомной теории, термодинамики, кинетической теории газов, сведений о космическом обилии элементов и многих других необходимых данных.
  В 1796 г. Лаплас высказал предположение, что в процессе образования планет может играть большую роль вращение первичной туманности. Он полагал, что газ, выброшенный из сжимающейся туманности, впоследствии конденсируется в планеты. В современных космогонических представлениях сохранились определенные элементы гипотез Канта и Лапласа.
  

• 5 слайд

  В Солнечной системе 98 % момента импульса принадлежит плане­там и только 2 % Солнцу. А если момент импульса отнести к единице массы (эта величина называется удельным угловым моментом), то различие получается уже не в 50, а в 50000 раз. Гипотезы Канта и Лапласа в их классической форме этого объяснить не могли. В самом деле, в первичной туманности перед началом сжатия все элементы равноправны и имеют одинаковые угловые скорости. Английский ученый Джинс в начале нынешнего столетия предложил другую космогоническую гипотезу, которая как будто бы позволяла обойти эту трудность. В гипотезе Джинса предполагается, что Солнце, как и другие звезды, сформировалось без планетной системы, а планетная система появилась только в результате катастрофы: другая звезда прошла рядом с Солнцем настолько близко, что вырвала из него часть вещества. В результате конденсации этого вещества образовались планеты.
  

• 6 слайд

  Можно показать, что вероятность достаточно близкого прохождения двух звезд очень мала, и за время существования Галактики в ней могло образоваться лишь очень небольшое число планетных систем, может быть, даже всего одна — наша Солнечная система. Этот вывод сам по себе заставлял усомниться в правильности гипотезы Джинса, однако его, строго говоря, нельзя рассматривать как решительное возражение. Более тщательное рассмотрение гипотезы Джинса позволило выявить другие аргументы, которые доказывают ее несостоятельность. Расчет показывает, что для образования Солнечной системы было бы необходимо, чтобы Солнце и другая звезда встретились со скоростью около 5 000 км/с, а это гораздо больше, чем параболическая скорость в Галактике (300 км/с). В Галактике звезд со скоростями, большими параболической, очень мало.
  

• 7 слайд

  Современные представления о происхождении и ранней эволюции Солнечной системы
  Систематической разработкой теории образования планет занимался О.Ю. Шмидт. Представления о происхождении и ранней эволюции Солнечной системы до сих пор не приобрели характера законченной теории. Тем не менее основные черты «сценария», по которому развертывались события во время зарождения Солнца и планет, уже во многом определились. Можно выделить несколько этапов.
  1. Уплотнение облака межзвездного вещества, состоящего из молекул (Н2, Н2О, ОН и др.) и пыли. Возможно, что это уплотнение началось в результате взрыва сверхновой звезды под действием ударной волны, которая распространилась от нее во все стороны. Продукты этого взрыва проникли в межзвездную пыль, которая вошла впоследствии в состав углистых хондритов. Следы этих продуктов обнаруживаются при их тонком химическом и изотопном анализе.
  
  

• 8 слайд

  2. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса веще­ства по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то оно начинает сжиматься под действием силы тяжести. Это явление называется гравитационным коллапсом. Когда наиболее плотные участки облака с массами порядка звездных достигают критического предела, они начинают сжиматься. Обла­ко распадается на фрагменты, один из которых впоследствии порождает Солнце и Солнечную систему. В центре сжимающегося фрагмента образуется сгущение пыли и газа, которое является ядром аккреции. Процесс аккреции — это захват окружающей разреженной среды, приток которой постепенно увеличивает массу ядра.
  
  

• 9 слайд

  3. Когда масса центрального сгущения достигает примерно 0,1 солнечной массы, вещество становится непрозрачным, температура возрастает и пыль испаряется. Это проис­ходит через 104—105 лет после начала сжатия фрагмента. Вскоре после испарения пыли происходит диссоциация молекулярного водорода. При этом центральное сгущение сжимается, образуя газовую протозвезду (Протосолнце). Формирование протозвезды происходит очень быстро, за время порядка 10-100 лет.
  Аккреция межзвездного вещества Протосолнцем продолжается, его масса и ра­диус увеличиваются. Еще примерно через 105 лет масса достигает современного уровня, а радиус становится примерно в 100 раз больше современного. Приток межзвездного вещества прекращается. Начинается стадия гравитационного сжатия Протосолнца. В течение этого периода уже существует дискообразная газопыле­вая протопланетная туманность (ППТ), центром которой является Протосолнце.
  
  

• 10 слайд

  4. Следующий период занимает около 108 лет. Продолжается гравитационное сжатие Протосолнца. Размеры его уменьшаются, приближаясь к современному. Солнечный ветер (намного более сильный, чем в современную эпоху) удаляет газ из внутренней части ППТ.
  Пылевое вещество ППТ все более концентрируется к некоторой средней плос­кости. Пылинки все чаще сталкиваются, появляются все более крупные частицы, идет процесс аккумуляции (роста) твердых тел. Происходит преимущественный рост больших тел за счет малых. Наиболее крупные тела, подобные астероидам, — это планетезимали, зародыши планет.
  Наконец формируются несколько особо крупных тел. Они становятся ядрами аккреции, вокруг которых происходит формирование планет земной группы.
  
  

• 11 слайд

  Согласно некоторым моделям процесс аккреции был неоднородным в том смысле, что вначале шло накопление тяжелых и менее тугоплавких элементов (железо), а силикатные мантии планет образовались позже. В картине образования планет много и других неоднозначностей.
  Но это не безнадежная задача. Планетная космогония все ближе подходит к ее ре­шению, объединяя данные, полученные из наблюдений межзвездной среды и очень молодых звезд, из анализа состава и структуры метеоритов, состава планетных атмосфер и т. д.