Nekas visā Visumā

Neeksistē, tikai viņu lidojums,

Un viņš aiznes manas bēdas

Planētu, Zemes un zvaigžņu lidojums

Lidojums un akmens

Un mana doma nav dzīvība un nāve

Uz diviem spārniem, uz diviem viļņiem

Pols Eluards

Piekrītu, šodien cilvēkam, lai kurā zinātnes vai tautsaimniecības attālākajā jomā viņš strādātu, ir jābūt vismaz vispārīgam priekšstatam par mūsu Saules sistēmu, zvaigznēm un mūsdienu astronomijas sasniegumiem.

Planētu un to pavadoņu - "mēnešu" - salīdzinoša izpēte ir ārkārtīgi svarīga zināšanām par Zemi. Mums vēl nav skaidrības par apstākļiem, kas izraisīja dažādu dabas kompleksu veidošanos, tostarp tādus, kas bija labvēlīgi dzīvības izcelsmei un attīstībai uz Zemes.

Šajā esejā tiks runāts par Saules sistēmu un planētu izcelsmi.

Izvēlējos šo tēmu, jo noslēpumainā zvaigžņu un planētu veidošanās pasaule jau kopš seniem laikiem ir piesaistījusi cilvēku uzmanību. Šī tēma ir bijusi aktuāla jau tūkstošiem gadu, un tikai pēdējo 10 gadu laikā ir iegūta ticama informācija par planētu un planētu sistēmu klātbūtni ap citām zvaigznēm. Zināšanas par planētām un planētu sistēmām novedīs cilvēci pie citas globālas problēmas - dzīvības pastāvēšanas uz planētām - risinājuma, un tas cilvēcei būs jāatrisina tikai trešajā tūkstošgadē.

Tādējādi šī darba mērķis ir aplūkot planētu rašanos, atsevišķi aplūkot Zemes rašanos, uzbūvi, formu, izmēru un kustību.

Mūsu Galaktikā ir aptuveni 100 miljardi zvaigžņu, un kopējais principā novērojamo galaktiku skaits ir aptuveni 10 miljardi. Kāpēc tad jātērē laiks, lai noskaidrotu Saules dzimšanas detaļas? Tā ir viduvēja, neievērojama zvaigzne, kas parādījās apmēram pirms 4,6 miljardiem gadu (var pat saukt tās vecumu par vidējo), Saule ir vecāka. Plejādes, kuru vecums ir vairākus desmitus miljonu gadu, bet acīmredzami jaunāks par sarkanajiem milžiem, kas apdzīvo lodveida kopas (to vecums ir 14 miljardi gadu).

Fakts ir tāds, ka Saule joprojām ir vienīgā zinātnei zināmā zvaigzne uz vienas no planētām, uz kuras pastāv dzīvība. Tāpēc ir ārkārtīgi interesanti izpētīt Saules sistēmas rašanās mehānismu. Var izrādīties, ka planētas parasti veidojas zvaigznes dzimšanas brīdī. Šajā gadījumā ievērojami palielinātos iespēja atklāt dzīvību citur Visumā. Šī iespēja rada lielu interesi, un ne tikai no zinātniskā viedokļa.

Pirmajai Saules sistēmas veidošanās teorijai, ko 1644. gadā ierosināja Dekarts, ir izteiktas līdzības ar šobrīd pieņemto teoriju. Pēc Dekarta domām, Saules sistēma veidojās no primārā miglāja, kuram bija diska forma un kas sastāvēja no gāzes un putekļiem (monistiskā teorija). 1745. gadā Bufons ierosināja duālistisku teoriju; Pēc viņa versijas, vielu, no kuras veidojas planētas, no Saules atrāva kāda planēta vai cita zvaigzne, kas iet garām pārāk tuvu.

Slavenākās monistiskās teorijas bija Laplasa un Kanta teorijas. 19. gadsimta beigās radušās grūtības. Monistiskās teorijas veicināja duālistisko teoriju panākumus, bet vēstures attīstība atkal atveda mūs pie monistiskās teorijas. Šādas svārstības ir diezgan saprotamas, jo pētnieku rīcībā bija ļoti maz datu: attālumu sadalījums līdz planētām, ievērojot noteiktu likumu (Bodes likums), zināšanas, ka planētas pārvietojas ap Sauli vienā virzienā un daži teorētiskos apsvērumus (pie kuriem mēs neapstāsimies) par Saules sistēmas leņķisko impulsu.

Ja Bufonam būtu taisnība, tad tādas planētas parādīšanās kā mūsējā būtu ārkārtīgi rets notikums, kas saistīts ar citu tikpat retu notikumu, piemēram, divu zvaigžņu saplūšanu, un iespēja atrast dzīvību jebkur Visumā kļūtu niecīga. Tas sagādātu vilšanos ne tikai zinātniskās fantastikas lasītājiem.

Pēckara gados iegūtie eksperimentālie dati par Saules sistēmu ir daudz lielāki un ticamāki. Metodes, ar kādām tika pētīti meteorīti un Mēness virsma, Lapalses laikā pat nevarēja iedomāties.

Mēs runājam par matēriju, kas veidojusies Saules sistēmas agrākajā dzīves posmā vai pat bija daļa no pirmatnējā miglāja.

Pēckara gadu pētījumi ir radījuši zināmu mūsu izcelsmes noskaidrošanu. Mēs runājam par “lielo sprādzienu”, kura rezultātā tālā laikmetā, aptuveni pirms 15-20 miljardiem gadu, radās Visums. Miljards gadu pēc “lielā sprādziena” galaktiku veidošanās sākās no ūdeņraža un hēlija maisījuma, kas piepildīja visu telpu. Pirmās šajā laikā radušās zvaigznes joprojām ir redzamas lodveida kopās un galaktiku centros. Pēc tiem izveidojās spirālveida rokas.

Masīvākās zvaigznes, kas veidojās pašā sākumā, piedzīvoja ļoti strauju evolūciju, kuras laikā ūdeņradis tika pārvērsts smagākos elementos (tostarp oglekli un skābekli), un jaunizveidotais materiāls tika izmests apkārtējā telpā. Šādas pārvērtības joprojām notiek kodoltermiskās reakcijās, kas piegādā visu zvaigžņu izstaroto enerģiju.

Šie “pelni” savukārt tika lokāli saspiesti, izraisot jaunu zvaigžņu dzimšanu, un cikls atkārtojās. Saule ir otrās vai trešās paaudzes zvaigzne. Pēc Kleitona teiktā, saspiešanu, kuras rezultātā radās Saule, izraisīja tā, kas, sprāgstot, piešķīra kustību starpzvaigžņu matērijai un kā slota pagrūda to sev priekšā; Tas notika līdz brīdim, kad gravitācijas spēka ietekmē izveidojās stabils mākonis, kas turpināja saspiesties, pārvēršot savu kompresijas enerģiju siltumā

Visa šī masa sāka uzkarst, un ļoti īsā laikā (desmitiem miljonu gadu) temperatūra mākoņa iekšpusē sasniedza 10-15 miljonus grādu. Līdz tam laikam kodoltermiskās reakcijas ritēja pilnā sparā, un saspiešanas process bija beidzies. Ir vispāratzīts, ka tieši šajā "mirklī" pirms četriem līdz sešiem miljardiem gadu dzima Saule.

Tiek pieņemts, ka planētas vienlaikus (vai gandrīz vienlaikus) pirms 4,6 miljardiem gadu radās no gāzes-putekļu miglāja, kuram bija diska forma un kura centrā atradās jaunā Saule. Zvaigžņu un planētu sistēmu veidošanās acīmredzot ir viens process, kas notiek starpzvaigžņu gāzes mākoņa kondensācijas rezultātā gravitācijas nestabilitātes dēļ.

Tādējādi protoplanetārais miglājs veidojās kopā ar Sauli no starpzvaigžņu matērijas, kuras blīvums pārsniedza kritiskās robežas. Saskaņā ar dažiem datiem (konkrētu izotopu klātbūtne meteorītos) šāda sablīvēšanās notikusi salīdzinoši tuvu supernovas sprādziena rezultātā. Supernovas sprādziens varētu paātrināt un stimulēt kondensācijas procesu, kā arī nodrošināt, ka gāzes miglājs satur smagus elementus. Pirmsplanētu mākoņa masa bija maza. Ja tā masa pārsniegtu 0,15 Saules masas, tā uzkrātos nevis planētu sistēmā, bet gan zvaigznes formas Saules satelītā.

Protoplanetārais mākonis bija nestabils, tas kļuva arvien plakanāks, sablīvējās sablīvētā diskā, tajā radās nestabilitātes, kas izraisīja virkni gredzenu veidošanās, un gāzes gredzeni pārvērtās par gāzes klučiem - protoplanētām. Protoplanētas tika saspiestas, cietie putekļu graudi tuvojās viens otram, sadūrās un veidoja arvien lielākus ķermeņus. Salīdzinoši īsā laika posmā (10n gados, kur pēc dažādām aplēsēm n = 5-8) izveidojās deviņas lielas planētas.

Pašlaik dominējošā ideja ir auksts, nevis karsts Zemes un citu Saules sistēmas planētu sākotnējais stāvoklis, kas radies Sauli apņemošā gāzu-putekļu protoplanetārā mākoņa daļiņu un cieto daļiņu uzkrāšanās rezultātā. Tomēr vēl nav atrisināts jautājums, vai Zeme veidošanās beigās bija viendabīga vai neviendabīga, vai kodols, mantija un garoza veidojās neviendabīgas akrecijas rezultātā, vai arī mūsu planēta ir radīta no viendabīga materiāla, kas pēc tam tika diferencēts turpmākās ģeoloģiskās vēstures laikā. Lielākā daļa pētnieku ievēro neviendabīgas akrecijas modeli. (Lai gan jautājums par preplanetārā mākoņa materiāla sadalīšanu dzelzs un silikāta daļiņās vēl nav galīgi atrisināts.)

Asteroīdi, komētas un meteorīti, iespējams, ir paliekas no materiāla, no kura veidojās planētas. Asteroīdi ir saglabājušies līdz mūsdienām, pateicoties tam, ka lielākā daļa no tiem pārvietojas plašā intervālā starp Marsa un Jupitera orbītām. Līdzīgi akmeņaini ķermeņi, kas kādreiz pastāvēja visā sauszemes planētu zonā, jau sen vai nu pievienojās šīm planētām, vai tika iznīcināti savstarpējo sadursmju laikā, vai arī planētu gravitācijas ietekmes dēļ tika izmesti līdz šīs zonas robežām.

Regulāro pavadoņu sistēmu izcelsme (t.i., kustība planētas griešanās virzienā pa gandrīz apļveida orbītām atrodas tās ekvatora plaknē) kosmogonisko hipotēžu autori parasti skaidro, nelielā mērogā atkārtojot to pašu procesu, viņi ierosina izskaidrot Saules sistēmas planētu veidošanos. Jupiteram, Saturnam un Urānam ir šādi pavadoņi. Šīs teorijas izskaidro neregulāru satelītu izcelsmi (t.i., tiem, kuriem ir atpakaļgaita) ar uztveršanu.

Kas attiecas uz Mēnesi, tad visticamākā ir tā veidošanās zemās Zemes orbītā (iespējams no vairākiem lieliem pavadoņiem, kas galu galā saplūda vienā ķermenī – Mēness, kas nodrošināja tā strauju uzsilšanu), lai gan maz ticamas hipotēzes par to, ka Zeme notver gatavo Mēnesi. un Mēness atdalīšana no Zemes.

Saules sistēmas ķīmiskā sastāva īpatnību problēma. Lai gan ideja par planētu sistēmu daudzveidību pasaules astronomiskajā ainā ir stingri nostiprinājusies jau kopš J. Bruno laikiem, vēl pavisam nesen astronomijā nebija empīriski pamatotu datu par planētu sistēmu esamību ap citām zvaigznēm. Novērošanas tehnoloģiju iespējas neļāva mums to pārbaudīt. Tikai jaunākās astronomisko novērojumu metodes beidzot ir aizvērtas šo astronomisko zināšanu “lapu”.

Astronomijas ienākšana 21. gadsimtā. iezīmējās ar izcilu sasniegumu – planētu atklāšanu ārpus Saules sistēmas, planētu sistēmu ap citām zvaigznēm. Ar jaunas paaudzes astronomisko novērojumu rīku un metožu palīdzību kopš 1995. gada ir bijis iespējams atklāt vairāk nekā simts planētu ārpus Saules sistēmas, ap zvaigznēm, kas atrodas aptuveni simts gaismas gadu rādiusā no mums.

Turklāt, saskaņā ar jaunākajiem novērojumu datiem, vismaz katrai trešajai zvaigznei ir sava planētu sistēma. Šos datus apstiprina novērojumi jauno zvaigžņu infrasarkanajā starā. Tas nozīmē, ka planetoģenēze (planētu sistēmu veidošanās) nav izņēmuma parādība, bet gan visuresošs matērijas evolūcijas moments. Un mūsu planētu sistēma ir dabiska saite galaktikas un zvaigžņu matērijas organizācijā, viena no daudzajām līdzīgām sistēmām mūsu Galaktikā. Bet tam ir arī savas svarīgas atšķirīgās iezīmes.

Kā izrādījās, lielais vairums atklāto planētu ir Jupitera tipa planētas, t.i. sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Tos sauc par karstajiem Jupiteriem. Šķiet, ka citās sistēmās ir daudz mazāk sauszemes planētu nekā Jupitera tipa planētu. Acīmredzot mūsu Saules sistēma nepieder planētu sistēmām ar vidējo statistisko ķīmisko elementu sadalījumu Visumā un ir veidojusies īpašos apstākļos. Tās veidošanai bija savas īpašības, kas saistītas ar ūdeņraža-hēlija putekļu diska bagātināšanu ar smagiem elementiem. Tādējādi citu planētu sistēmu atklāšana kārtējo reizi pievērsa uzmanību ķīmisko elementu izcelsmes (nukleosintēzes) un izplatības problēmām Visumā un Saules sistēmas ķīmiskā sastāva īpatnībām. Īsāk sakot, problēmas būtība ir šāda.

Spektroskopiskās astronomisko objektu izpētes laikā visā mums pieejamajā Visumā tiek atklāti vieni un tie paši ķīmiskie elementi. Tomēr uz Zemes sastopamā elementu relatīvā pārpilnība nav sastopama citās Visuma daļās. Tādējādi aptuveni 80% no visiem Visuma atomiem ir ūdeņraža atomi; pārējie pārsvarā ir hēlija atomi. Uz mūsu planētas izplatītie smagāki atomi (dzelzs, magnijs, silīcijs, skābeklis utt.) Visumā veido tikai niecīgu daļu. Ir skaidrs, ka Zeme veidojās īpašos apstākļos, kas nav raksturīgi vidējam elementu sadalījumam Visumā, un ka sākumā Visumā nebija sarežģītu atomu, bet pēc tam bija kāda metode sarežģītu elementu sintezēšanai no viegliem un vienkāršiem. tika izveidota. Kad un kā šāda ķīmisko elementu “rūpnīca” izveidojās, kā tā ir saistīta ar Saules sistēmas rašanos, ir viena no mūsdienu dabaszinātņu centrālajām problēmām, kas atrodas astronomijas, ķīmijas un fizikas krustpunktā. Uz šiem jautājumiem atbild zvaigžņu uzbūves un evolūcijas teorija.

Zeme ir Saules satelīts kosmiskajā telpā, kas mūžīgi riņķo ap šo siltuma un gaismas avotu. Spilgtākie debess objekti, ko mēs pastāvīgi novērojam, bez Saules un Mēness, ir mūsu kaimiņu planētas. Tās pieder pie tām deviņām pasaulēm (ieskaitot Zemi), kas riņķo ap Sauli (un tās rādiuss ir 700 tūkstoši km, t.i., 100 reizes lielāks par Zemes rādiusu) attālumos, kas sasniedz vairākus miljardus kilometru. Planētu grupa kopā ar Sauli veido Saules sistēmu. Lai gan planētas šķiet līdzīgas zvaigznēm, patiesībā tās ir daudz mazākas un tumšākas. Tās ir redzamas tikai tāpēc, ka atstaro saules gaismu, kas šķiet ļoti spilgta, jo planētas atrodas daudz tuvāk Zemei nekā zvaigznes.

Papildus planētām Saules “ģimenē” ietilpst planētu pavadoņi (tostarp mūsu satelīts Mēness), asteroīdi, komētas un meteoroīdi. Planētas ir sakārtotas šādā secībā: Merkurs, Venera, Zeme (viens satelīts - Mēness), Marss (divi satelīti), Jupiters (15 satelīti), Saturns (16 satelīti), Urāns (5 satelīti), Neptūns (2 satelīti). ) un Plutons (1 satelīts). Zeme atrodas 40 reizes tuvāk Saulei nekā Plutons un 2,5 reizes tālāk par Merkuru. Iespējams, ka aiz Plutona atrodas viena vai vairākas planētas, taču to meklēšana starp daudzajām zvaigznēm, kas ir vājākas par 15. lielumu, ir pārāk rūpīga un nav tērētā laika vērta. Varbūt tie tiks atklāti “pildspalvas galā”, kā tas jau ir noticis ar Urānu, Neptūnu un Plutonu.

Nozīmīgu lomu Saules sistēmā spēlē starpplanētu vide, tās matērijas formas un lauki, kas aizpilda Saules sistēmas telpu. Šīs vides galvenās sastāvdaļas ir saules vējš (lādētu daļiņu, galvenokārt protonu un elektronu, plūsma, kas plūst no Saules virsmas); augstas enerģijas lādētas daļiņas, kas nāk no kosmosa dzīlēm; starpplanētu magnētiskais lauks; starpplanētu putekļi (lielākā daļa no tiem ar masu 10-3-10-5 g), kuru galvenais avots ir komētas; neitrāla gāze (ūdeņraža un hēlija atomi).

Kopš 1962. gada planētas un to pavadoņi ir veiksmīgi pētīti ar kosmosa kuģiem. Tika pētīta Venēras un Marsa atmosfēra un virsma, Merkura virsma, Venēras, Džulitera, Saturna mākoņu sega un visa Mēness virsma, tika fotografēti Marsa, Jupitera, Saturna un gredzenu pavadoņi. tika iegūti Saturns un Jupiters. Dilstošais kosmosa kuģis pētīja Marsa, Veneras un Mēness virsmu veidojošo iežu fizikālās un ķīmiskās īpašības (uz Zemi tika nogādāti Mēness iežu paraugi un rūpīgi izpētīti). Kopš 1970. gadu beigām. kosmosa stacijas (Voyager, Galileo u.c.) pētīja milzu planētas un to pavadoņus. Iegūtā informācija ir būtiski bagātinājusi mūsu izpratni par Saules sistēmas uzbūvi un izcelsmi.

Pēc fiziskajām īpašībām planētas iedala divās grupās: sauszemes planētas (Merkurs, Venera, Zeme, Marss) un milzu planētas (Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns). Par Plutonu ir maz zināms, taču šķiet, ka tas pēc struktūras ir tuvāks sauszemes planētām.

Planētu struktūra ir slāņaina. Ir vairāki sfēriski apvalki, kas atšķiras pēc ķīmiskā sastāva, fāzes stāvokļa, blīvuma un citām īpašībām.

Visām sauszemes planētām ir cietas čaulas, kurās ir koncentrēta gandrīz visa to masa. Venērai, Zemei un Marsam ir gāzveida atmosfēra. Dzīvsudrabam praktiski nav atmosfēras. Lielākais Saturna pavadonis Titāns, kura izmērs ir lielāks par planētu Merkurs, ir tīts blīvā atmosfērā. Titāns ir vienīgais mēness mūsu Saules sistēmā, kuram ir pastāvīga un blīva gāzveida atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no slāpekļa un metāna. Automātiskajai kosmosa stacijai Cassini, kas 1997. gadā palaists uz Saturnu, kas jau ir pārraidījis Saturna attēlus, 2004. gadā vajadzētu pietuvoties Titānam, nolaisties līdz tā virsmai un izpletni ar izpletni ar kosmisko zondi Huygens, kas pārraidīs informāciju par Saturna stāvokli.atmosfēra un Titāna virsmas (tā temperatūra ir 180°C).

Zemei ir šķidrs ūdens apvalks - hidrosfēra, kā arī biosfēra (dzīvo organismu pagātnes un tagadnes darbības rezultāts). Zemes hidrosfēras analogs uz Marsa ir kriosfēra - ledus polāros vāciņos un zemē (mūžīgais sasalums). Viens no Saules sistēmas noslēpumiem ir ūdens trūkums uz Veneras.

Planētu cieto čaulu īpašības ir salīdzinoši labi zināmas tikai Zemei. Citu sauszemes planētu iekšējās struktūras modeļi tiek veidoti galvenokārt, pamatojoties uz datiem par Zemes iekšpuses vielas īpašībām. Tāpat kā Zeme, arī planētu cietie apvalki tiek iedalīti: garozā - visattālākajā plānā (10-100 km) cietajā apvalkā; mantija - ciets un biezs (1000-3000 km) apvalks; kodols ir planētas iekšpuses blīvākā daļa.

Zemes kodols, kas, visticamāk, sastāv no dzelzs, ir sadalīts ārējā (šķidrā) un iekšējā (cietā); temperatūra Zemes centrā tiek lēsta 4000-5000 K. Arī dzīvsudrabam un Venērai, iespējams, ir šķidrs kodols; Acīmredzot Marsam tāda nav.

Visizplatītākie Zemes cietajā “ķermenī” ir dzelzs (34,6%), skābeklis (29,5%), silīcijs (15,2%) un magnijs (12,7%).

Tādējādi sauszemes planētas elementārā sastāva ziņā krasi atšķiras no Saules un nemaz neatbilst vidējai kosmiskajai elementu pārpilnībai – tur ir ļoti maz ūdeņraža un inerto gāzu, tostarp hēlija.

Milzu planētām ir atšķirīgs ķīmiskais sastāvs. Jupiters un Saturns satur ūdeņradi un hēliju tādās pašās proporcijās kā Saule. Visticamāk, ka arī citi elementi ir ietverti proporcijās, kas atbilst saules sastāvam. Šķiet, ka Urāna un Neptūna interjerā ir vairāk smagu elementu.

Jupitera iekšpuse ir šķidra, izņemot nelielu kodolu, kas ir šķidrā ūdeņraža metalizācijas rezultāts. Temperatūra Jupitera centrā ir aptuveni 30 000 K. Jupitera ķīmiskais un izotopu sastāvs acīmredzot atspoguļo starpzvaigžņu vides sastāvu, kāds tas bija pirms 5 miljardiem gadu. Tajā pašā laikā Jupiters nekad nav bijis tik karsts, ka tajā varētu notikt kodoltermiskās reakcijas. Saturns pēc iekšējās uzbūves ir līdzīgs Jupiteram. Urāna un Neptūna zemes dzīļu struktūra ir atšķirīga: akmeņaino materiālu īpatsvars tajos ir ievērojami lielāks.

Galvenie enerģijas avoti planētu iekšienē ir elementu radioaktīvā sabrukšana un gravitācijas potenciālās enerģijas izdalīšanās matērijas akrecijas (kombinācijas) un diferenciācijas laikā, tās pakāpeniska pārdale dziļumā atbilstoši blīvumam - smagie fragmenti grimst, vieglie. peldēt. Uz Zemes šāda pārdale nebūt nav pabeigta. Šādi procesi izraisa atsevišķu zemes garozas posmu pārvietošanos, deformāciju, kalnu apbūvi, tektoniskos un vulkāniskos procesus.

Vulkānisko procesu iemesls ir šāds. Augšējā apvalkā ir nelielas vietas, kur temperatūra ir pietiekama, lai izkausētu tā materiālu. Izkausētais materiāls (magma) tiek spiests uz augšu, izlaužas cauri garozai un notiek vulkāna izvirdums. Spriežot pēc virsmas rakstura, starp sauszemes planētām tektoniski visaktīvākā ir Zeme, tai seko Venēra un Marss. Ir svarīgi, lai Zemes izdalītā siltumenerģija nekad nenovestu to pilnībā izkusušajā stāvoklī.

Arī Saules sistēmas tālo planētu, īpaši Jupitera un Saturna, pavadoņiem ir raksturīga augsta tektoniskā un vulkāniskā aktivitāte. Lielākais vulkāna izvirdums Saules sistēmā nesen tika reģistrēts uz Jupitera pavadoņa Io. Šī izvirduma platība ir aptuveni 2000 km2, un tā jauda pārsniedz zemes vulkānu izvirdumus 5-6 tūkstošus reižu! Io ir seismiskākais debess ķermenis visā Saules sistēmā.

Planētu un to pavadoņu virsma veidojas, papildus endogēniem (tektoniskiem, vulkāniskiem) procesiem, un eksogēniem - meteoroīdu, asteroīdu krišana, kas izraisa krāteru veidošanos, eroziju (vēja, nokrišņu ietekmē). , ūdens, ledāji), virsmas ķīmiskā mijiedarbība ar atmosfēru un hidrosfēru uc Endogēni un eksogēni procesi nosaka planētu virsmas topogrāfiju.

Zemes forma ir tuvu elipsoīdam, saplacināta pie poliem un izstiepta ekvatoriālajā zonā. Zemes vidējais rādiuss ir 6371,032 km, polārais -6356,777 km, ekvatoriālais -6378,160 km. Zemes masa ir 5,976·1024 kg, vidējais blīvums ir 5518 kg/m3.

Zeme pārvietojas ap Sauli ar vidējo ātrumu 29,765 km/s pa eliptisku, gandrīz apļveida orbītu (ekscentricitāte 0,0167); vidējais attālums no Saules ir 149,6 miljoni km, viena orbītas apgrieziena periods ir 365, 24 saules dienas. Zeme griežas ap savu asi ar vidējo leņķisko ātrumu 7,292115·10-5 rad/s, kas aptuveni atbilst periodam 23 stundas 56 minūtes 4,1 s. Zemes virsmas lineārais ātrums pie ekvatora ir aptuveni 465 m/s. Rotācijas ass ir nosvērta pret ekliptikas plakni 66° 33" 22" leņķī. Šis slīpums un Zemes ikgadējais apgrieziens ap Sauli nosaka gadalaiku maiņu, kas ir ārkārtīgi svarīga Zemes klimatam. un sava rotācija - dienas un nakts maiņa.Zemes rotācija paisuma un paisuma ietekmes dēļ vienmērīgi (kaut arī ļoti lēni - par 0,0015 s gadsimtā) palēninās.Vēl ir nelielas neregulāras dienas garuma variācijas.

Ģeogrāfisko polu stāvoklis mainās 434 dienu laikā ar amplitūdu 0,36 ". Turklāt ir nelielas sezonālās kustības.

Zemes virsmas laukums ir 510,2 miljoni km2, no kuriem aptuveni 70,8% atrodas Pasaules okeānā. Tās vidējais dziļums ir aptuveni 3,8 km, maksimālais (Marianas tranšeja Klusajā okeānā) ir 11,022 km; ūdens tilpums ir 1370 miljoni km3, vidējais sāļums ir 35 g/l. Zeme veido attiecīgi 29,2% un veido sešus kontinentus un salas. Tas paceļas virs jūras līmeņa vidēji par 875 m; augstākais augstums (Chomolungmas virsotne Himalajos) 8848 m. Kalni aizņem vairāk nekā 1/3 no zemes virsmas. Tuksneši aizņem apmēram 20% no zemes virsmas, savannas un meži - aptuveni 20%, meži - aptuveni 30%, ledāji - vairāk nekā 10%. Vairāk nekā 10% zemes aizņem lauksaimniecības zeme.

Saskaņā ar mūsdienu kosmogoniskajiem jēdzieniem Zeme veidojās aptuveni pirms 4,6–4,7 miljardiem gadu no protoplanetāra mākoņa, ko notvēra Saules gravitācija. Pirmo, senāko no pētītajiem iežiem veidošanās aizņēma 100-200 miljonus gadu. Apmēram pirms 3,5 miljardiem gadu radās dzīvības rašanās labvēlīgi apstākļi. Homo sapiens (“Homo sapiens”) kā suga parādījās apmēram pirms pusmiljona gadu, un mūsdienu cilvēka tipa veidošanās aizsākās pirmā ledāja atkāpšanās laikā, tas ir, apmēram pirms 40 tūkstošiem gadu.

Zemei ir tikai viens pavadonis - Mēness. Tās orbīta ir tuvu aplim, kura rādiuss ir aptuveni 384 400 km.

Rīsi. 1. Zemes iekšējā uzbūve

Galvenā loma Zemes iekšējās struktūras izpētē ir seismiskajām metodēm, kuru pamatā ir elastīgo viļņu (gan garenvirziena, gan šķērsvirziena) izplatīšanās pētīšana tās biezumā, kas rodas seismisko notikumu laikā - dabisko zemestrīču laikā un to rezultātā. sprādzieni. Pamatojoties uz šiem pētījumiem, Zeme parasti ir sadalīta trīs reģionos: garozā, apvalkā un kodolā (centrā). Ārējā slāņa, garozas, vidējais biezums ir aptuveni 35 km. Galvenie zemes garozas veidi ir kontinentālais (kontinentālais) un okeāniskais; Pārejas zonā no kontinenta uz okeānu veidojas starpposma tipa garoza. Garozas biezums svārstās diezgan plašā diapazonā: okeāna garoza (ņemot vērā ūdens slāni) ir aptuveni 10 km bieza, savukārt kontinentālās garozas biezums ir desmitiem reižu lielāks.

Rīsi. 2. Zemes shematiskā uzbūve

Virszemes nogulumi aizņem apmēram 2 km biezu slāni. Zem tiem ir granīta slānis (kontinentos tā biezums ir 20 km), bet zemāk ir aptuveni 14 km (gan kontinentos, gan okeānos) bazalta slānis (apakšējā garoza). Vidējais blīvums ir: 2,6 g/cm3 - pie Zemes virsmas, 2,67 g/cm3 - granītam, 2,85 g/cm3 - bazaltam.

Zemes apvalks, ko sauc arī par silikāta apvalku, sniedzas aptuveni 35 līdz 2885 km dziļumā. To no garozas atdala asa robeža (tā sauktā Mohoroviča robeža jeb “Moho”), par kuru dziļāk strauji palielinās gan garenisko, gan šķērsenisko elastīgo seismisko viļņu ātrumi, kā arī mehāniskais blīvums. Blīvums apvalkā palielinās līdz ar dziļumu no aptuveni 3,3 līdz 9,7 g/cm3.

Plašas litosfēras plāksnes atrodas garozā un (daļēji) mantijā. Viņu laicīgās kustības nosaka ne tikai kontinentālo novirzi, kas būtiski ietekmē Zemes izskatu, bet arī ietekmē seismisko zonu izvietojumu uz planētas.

Vēl viena robeža, kas atklāta ar seismiskām metodēm (Gūtenberga robeža) - starp apvalku un ārējo kodolu - atrodas 2775 km dziļumā. Uz tā garenviļņu ātrums samazinās no 13,6 km/s (mantijā) līdz 8,1 km/s (kodolā), bet šķērsviļņu ātrums samazinās no 7,3 km/s līdz nullei. Pēdējais nozīmē, ka ārējais kodols ir šķidrs. Saskaņā ar mūsdienu koncepcijām ārējais kodols sastāv no sēra (12%) un dzelzs (88%). Visbeidzot, dziļumā, kas pārsniedz 5120 km, seismiskās metodes atklāj cieta iekšējā kodola klātbūtni, kas veido 1,7% no Zemes masas. Jādomā, ka tas ir dzelzs-niķeļa sakausējums (80% Fe, 20% Ni).

Starp daudzajiem ķīmiskajiem elementiem, kas veido Zemi, ir arī radioaktīvie elementi. To sabrukšana, kā arī gravitācijas diferenciācija (blīvāku vielu pārvietošanās uz planētas centrālo un mazāk blīvu vielu pārvietošanos uz planētas perifērajiem reģioniem) izraisa siltuma izdalīšanos. Temperatūra Zemes centrālajā daļā ir aptuveni 5000 °C. Maksimālā virsmas temperatūra tuvojas 60 °C (Āfrikas un Ziemeļamerikas tropiskajos tuksnešos), bet minimālā ir aptuveni -90 °C (Antarktīdas centrālajos reģionos).

Spiediens monotoni palielinās ar dziļumu no 0 līdz 3,61 ZS. Siltums no Zemes iekšpuses tiek pārnests uz tās virsmu caur siltumvadītspēju un konvekciju.

Blīvums Zemes centrā ir aptuveni 12,5 g/cm3.

Zemi ieskauj atmosfēra. Tās apakšējais slānis (troposfēra) sniedzas vidēji līdz 14 km augstumam; Šeit notiekošajiem procesiem ir izšķiroša nozīme laikapstākļu veidošanā uz planētas. Temperatūra troposfērā samazinās, palielinoties augstumam. Slāni no 14 līdz 50-55 km sauc par stratosfēru; šeit temperatūra paaugstinās, palielinoties augstumam. Vēl augstāk (līdz aptuveni 80-85 km) atrodas mezosfēra, virs kuras tiek novēroti naksnīgi mākoņi (parasti aptuveni 85 km augstumā). Ozonosfērai, ozona slānim, kas atrodas augstumā no 12 līdz 50 km, ir liela nozīme bioloģiskajos procesos uz Zemes. Apgabalu virs 50-80 km sauc par jonosfēru. Šajā slānī esošie atomi un molekulas tiek intensīvi jonizēti saules starojuma, īpaši ultravioletā starojuma, ietekmē. Ja nebūtu ozona slāņa, radiācijas plūsmas sasniegtu Zemes virsmu, izraisot tur esošo dzīvo organismu iznīcināšanu. Visbeidzot, attālumos, kas pārsniedz 1000 km, gāze ir tik reti sastopama, ka sadursmes starp molekulām pārstāj spēlēt nozīmīgu lomu un atomi ir vairāk nekā puse jonizēti. Apmēram 1,6 un 3,7 Zemes rādiusu augstumā atrodas pirmā un otrā starojuma josla.

Zemes gravitācijas lauku ar augstu precizitāti apraksta Ņūtona universālās gravitācijas likums. Smaguma paātrinājumu virs Zemes virsmas nosaka gan gravitācijas, gan centrbēdzes spēki, kas radušies Zemes rotācijas dēļ. Smaguma paātrinājuma atkarību no platuma aptuveni raksturo formula g = 9,78031 (1+0,005302 sin2) m/c2, kur m ir ķermeņa masa.

Zemei ir arī magnētiskais un elektriskais lauks. Magnētiskais lauks virs Zemes sastāv no nemainīgas (vai diezgan lēni mainīgas) “galvenās” un mainīgās daļas; pēdējo parasti attiecina uz magnētiskā lauka izmaiņām. Galvenā magnētiskā lauka struktūra ir tuvu dipolam. Zemes magnētiskais dipola moments, kas vienāds ar 7,98·1025 SGSM vienībām, ir vērsts aptuveni pretēji mehāniskajam, lai gan šobrīd magnētiskie stabi ir nedaudz nobīdīti attiecībā pret ģeogrāfiskajiem. Tomēr to novietojums laika gaitā mainās, un, lai gan šīs izmaiņas notiek diezgan lēni, ģeoloģiskos laika periodos saskaņā ar paleomagnētiskajiem datiem tiek konstatētas pat magnētiskās inversijas, tas ir, polaritātes maiņas. Magnētiskā lauka intensitāte ziemeļu un dienvidu magnētiskajā polā ir attiecīgi 0,58 un 0,68 Oe, bet pie ģeomagnētiskā ekvatora - aptuveni 0,4 Oe.

Virs Zemes virsmas esošā elektriskā lauka vidējais stiprums ir aptuveni 100 V/m, un tas ir vērsts vertikāli uz leju - tas ir tā sauktais "skaidra laika lauks", taču šis lauks piedzīvo ievērojamas (gan periodiskas, gan neregulāras) izmaiņas.

Ģeofizika – Zemes fizika – ir salīdzinoši jauna. Viss, kas notiek mūsu planētas dzīlēs, vēl nav pilnībā izpētīts.

Noslēgumā īsi atzīmēsim galvenos darbā apspriestos punktus.

Darba gaitā tika apskatīta planētu izcelsme, jautājumi, kas saistīti ar citu planētu sistēmu atklāšanu, apskatītas planētas un to pavadoņi, planētu uzbūve, planēta Zeme, tās forma, izmēri, kustība, iekšējā uzbūve un virsma tika detalizēti pārbaudīta.

Tādējādi Saules sistēma, pirmkārt, ir Saule un deviņas galvenās planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns, Plutons. Papildus lielajām planētām ar pavadoņiem ap Sauli riņķo mazas planētas (asteroīdi), no kurām šobrīd ir zināmas vairāk nekā 6000 un vēl lielāks skaits komētu.

Saules sistēmas veidošanās vecums ir apmēram pirms 4,5 - 5 miljardiem gadu.

Izmantojot 17. gadsimta zinātnieku Saules sistēmas veidošanās hipotēzes, 40. gadu hipotēzes. 20. gadsimtā mūsdienu zinātnieki ļāva uzzīmēt vispārēju priekšstatu par Saules sistēmas veidošanos, kas veidojās ilgstošas ​​milzīga auksta gāzes un putekļu mākoņa evolūcijas rezultātā.

Kad Saule ieslēdzās, tā atgrūda mākoņa paliekas, atstājot jaundzimušo Saules sistēmu, kas sastāv no mazu siltu iekšējo planētu grupas Saules tuvumā, dažām lielām aukstām ārējām planētām, mazām ledainām komētām tālākajās malās un daudz sīku gružu. Tas viss notika diezgan ātri, pēc kosmiskajiem standartiem.

Tiek lēsts, ka no brīža, kad mākonis sāka sarukt, līdz brīdim, kad iedegās Saule, pagāja ne vairāk kā 100 miljoni gadu.

Šajā planētu veidošanās laikmetā Sauli ieskauj putekļu mākonis, kas sastāvēja no grafīta (kā zīmulī) un silīcija (smalkākās smiltis) graudiņiem, kā arī, iespējams, dzelzs oksīdiem, kas sasaluši kopā ar amonjaku, metānu un citiem. ogļūdeņraži. Šo smilšu graudu sadursmes rezultātā veidojās lielāki oļi, kuru diametrs bija līdz pat vairākiem centimetriem, kas izkaisīti visā kolosālajā gredzenu kompleksā ap Sauli.

Goldreiha veiktie aprēķini parādīja, ka šie gredzeni bija nestabili savstarpējas pievilkšanās dēļ, un tāpēc oļi sākotnējā stadijā saplūda lielos asteroīda tipa ķermeņos, kas aizpildīja telpu starp Marsu un Jupiteru un bija vairāku kilometru diametrā. Savukārt asteroīdu sistēma arī izrādījās nestabila. Lielas masas apvienojās grupās, kuras beidzot sabruka, veidojot planētas.

Sākumā Saules sistēma sastāvēja no planētām un daudziem asteroīdiem, kas vēl nebija apvienoti kopā un bija sadalīti ļoti sarežģītās orbītās. Pirms trim miljardiem gadu planētai trāpīts asteroīds noteikti bija diezgan izplatīta parādība; uz tiem Saules sistēmas debess ķermeņiem, kuriem praktiski nav atmosfēras (piemēram, Mēness, Marss un Merkurs), joprojām ir šo briesmīgo bombardēšanas pēdas. Uz Zemes atmosfēras ietekme ir iznīcinājusi šādu notikumu pēdas, un joprojām ir redzami tikai nesen izveidojušies krāteri (viens šāds krāteris ir Arizonā).

Saulei tuvākās planētas veidojās karstākā reģionā nekā tālās planētas; Turklāt neilgi pēc savas dzimšanas Saule piedzīvoja lielas aktivitātes periodu, kad tās masa, karstā saules vēja aiznestā, saruka milzīgā ātrumā (tikai dažu miljonu gadu laikā Saules masa samazinājās uz pusi).

Mēs šeit runājam par “Vērša stadiju”, kas nosaukta Vērša zvaigznājā redzamās zvaigznes vārdā. Saules karstā elpa attīrīja starpplanētu telpu no gāzēm un atlikušajiem putekļiem, sajaucot tos kosmosa virzienā. Patiešām, uz šīm planētām (Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns) dažādi elementi tagad ir sastopami pārpilnībā, savukārt ap iekšējām akmeņainām planētām to ir salīdzinoši maz. Bet joprojām nav cita viedokļa par komētu izcelsmi. Esmu vispārīgi apskatījis Saules sistēmas rašanās procesu. Var cerēt, ka nepārtraukti jauni eksperimentālie dati un teorijas progress sniegs atbildi uz dažiem joprojām neskaidriem jautājumiem. Tas var ilgt vairākas desmitgades.

Astronomija: Mācību grāmata 11. klasei, - M.: Bustards, 2004.g.

Gorelovs A.A. Mūsdienu dabaszinātņu jēdzieni. - M. 1997. gads

Dopajevs M.M. Zvaigžņoto debesu novērojumi. – M.: Nauka, 1978. gads.

Dubnischeva T. Ya. Mūsdienu dabaszinātņu jēdzieni. Mācību grāmatas izd. akad. M. F. Žukova. 2.izdevums.- M.: IVC "Mārketings"; Novosibirska: LLC Publishing House UKEA 2000;

Zeldovičs Ya.B., Novikovs I.D. Visuma uzbūve un evolūcija. - M., 1975. gads.

Kuļikovskis P.G. Ceļvedis mīļotājiem astronomijā. - M.: Zinātne. 1988. gads.

Naidišs V.M. Mūsdienu dabaszinātņu jēdzieni: mācību grāmata. - Ed. 2., pārskatīts un papildu – M.: Alfa-M; INFRA-M, 2004. - (tulkojumā).

Novikovs I.D. Visuma evolūcija. - M., 1979. gads.

Ruzavins G.I. Mūsdienu dabaszinātņu jēdzieni. - M. 1997. gads

Hokings S. Īsa laika vēsture. No lielā sprādziena līdz melnajiem caurumiem. - M.: Pēteris. 2002. gads.

Khorosheeva E.V. Mūsdienu dabaszinātņu jēdzieni. - M. 1999. gads

Jaunā astronoma enciklopēdiskā vārdnīca, - M.: Pedagoģija, 1980.

Hēlijs tika atklāts uz Saules (kā norāda tās nosaukums) un agrāk nekā uz Zemes.

Planētu un planētu sistēmu veidošanās ir atsevišķu planētu un planētu sistēmu veidošanās un evolūcijas procesu kopums.

Joprojām nav pilnīgas skaidrības par to, kādi procesi notiek planētu veidošanās laikā un kuri no tiem dominē. Apkopojot novērojumu datus, mēs varam tikai teikt, ka:

• Tie veidojas pat pirms protoplanetārā diska izkliedes.
• Akrecijai ir nozīmīga loma veidošanā.
• Bagātināšana ar smagajiem ķīmiskajiem elementiem notiek planetezimālu dēļ.

Enciklopēdisks YouTube

1 / 5

✪ Planētu sistēmu dzīve; eksoplanētas (stāsta astronoms Valērijs Šematovičs)

✪ Zvaigžņu un planētu sistēmu veidošanās

✪ Planēta Venēra (stāsta astronoms Leonīds Ksanfomalijs un citi)

✪ Sergejs Popovs - Lekcija “Saules un citu sistēmu veidošanās, 1.daļa”

✪ Sergejs Popovs - Lekcija “Saules un citu sistēmu veidošanās, 2.daļa”

Subtitri

Veidošanās teorijas

Sākumpunkts visām diskusijām par planētas veidošanās ceļu ir gāzes un putekļu (protoplanetārais) disks ap veidojošo zvaigzni. Ir divu veidu scenāriji, kā planētas iznāca no tā:

1. Šobrīd dominējošais ir akrecionārs. Pieņem, ka veidojas no sākotnējiem planetezimāliem.
2. Otrais uzskata, ka planētas veidojās no sākotnējiem “kondensātiem”, kas pēc tam sabruka.

Planētas veidošanās beidzot apstājas, kad jaunajā zvaigznē uzliesmo kodolreakcijas un tā izkliedē protoplanetāro disku, pateicoties Saules vēja spiedienam, Pointinga-Robertsona efektam un citiem.

Pieaugšanas scenārijs

Pirmkārt, no putekļiem veidojas pirmie planetezimāli. Ir divas hipotēzes par to, kā tas notiek:

• Viens apgalvo, ka tie aug ļoti mazu ķermeņu pāru sadursmes dēļ.
• Otrais ir tas, ka planetesimāli veidojas gravitācijas sabrukšanas laikā protoplanetāra gāzes un putekļu diska vidusdaļā.

Tiem augot, parādās dominējošie planetezimāli, kas vēlāk kļūs par protoplanētām. To augšanas tempu aprēķins ir diezgan daudzveidīgs. Tomēr to pamatā ir Safronova vienādojums:

D M d t = π R 2 F G Σ p G M ∗ a 3 (\displeja stils (\frac (dM)(dt))=\pi R^(2)F_(G)\Sigma _(p)(\sqrt (\frac) (GM_(*))(a^(3)))),

kur R ir ķermeņa izmērs, a ir tā orbītas rādiuss, M * ir zvaigznes masa, Σ p ir planētas apgabala virsmas blīvums un F G ir tā sauktais fokusēšanas parametrs, kas ir galvenais šajā vienādojumā; tas ir noteikts savā veidā dažādām situācijām. Šādi ķermeņi var augt ne bezgalīgi, bet tieši līdz brīdim, kad to tuvumā ir mazi planetezimāli, tiek iegūta robežmasa (tā sauktā izolācijas masa):

M = M (4 π a 3 Σ p) 3 2 3 M ∗ (\displaystyle M=(\frac ((\sqrt (M))(4\pi a^(3)\Sigma _(p))^( \frac (3)(2)))(3M_(*))

Tipiskos apstākļos tas svārstās no 0,01 līdz 0,1 M ⊕ - šī jau ir protoplanēta. Protoplanētas tālākā attīstība var sekot šādiem scenārijiem, no kuriem viens noved pie planētu veidošanās ar cietu virsmu, otrs - pie gāzes milžiem.

Pirmajā gadījumā ķermeņi ar izolētu masu vienā vai otrā veidā palielinās ekscentriskumā un to orbītas krustojas. Vairākas mazāku protoplanētu absorbcijas laikā veidojas planētas, kas līdzīgas Zemei.

Milzu planēta var veidoties, ja ap protoplanētu paliek daudz gāzes no protoplanetārā diska. Tad akrecija sāk darboties kā vadošais turpmākās masveida izaugsmes process. Pilnīga vienādojumu sistēma, kas apraksta šo procesu:

D r d m = 1 4 π ρ r 2 (\displaystyle (\frac (dr)(dm))=(\frac (1)(4\pi \rho r^(2))))(1)

D P d m = − G (m + M c o r e) 4 π r 4 (\displaystyle (\frac (dP)(dm))=-(\frac (G(m+M_(kodols)))(4\pi r^ (4))))(2)

D L d m = ϵ − T ∂ S ∂ t (\displeja stils (\frac (dL)(dm))=\epsilon -T(\frac (\partial S)(\partial t))) (3)

D P d T = P (T) (\displeja stils (\frac (dP) (dT)) = P(T))

Rakstīto vienādojumu nozīme ir šāda (1) - tiek pieņemta protoplanētas sfēriskā simetrija un viendabīgums, (2) tiek pieņemts, ka notiek hidrostatiskais līdzsvars, (3) sakaršana notiek pēc sadursmes ar planetezimāliem, un atdzišana notiek tikai tāpēc uz starojumu. (4) - gāzes stāvokļa vienādojumi.

Topošās milzu planētas kodola augšana turpinās līdz M~10 ⊕ Aptuveni šajā posmā tiek izjaukts hidrostatiskais līdzsvars. No šī brīža visa uzkrātā gāze nonāk milzu planētas atmosfēras veidošanā.

Akrecijas scenārija grūtības

Pirmās grūtības rodas planetezimālās veidošanās mehānismos. Abu hipotēžu izplatīta problēma ir “metra barjeras” problēma: jebkurš ķermenis gāzes diskā pakāpeniski samazina savas orbītas rādiusu, un noteiktā attālumā tas vienkārši sadegs. Ķermeņiem, kuru izmērs ir aptuveni viens metrs, šādas novirzes ātrums ir vislielākais, un raksturīgais laiks ir daudz mazāks nekā tas, kas nepieciešams, lai planetesimāls ievērojami palielinātu savu izmēru.

Turklāt apvienošanās hipotēzē metrus garas planētas sadursmes laikā, visticamāk, sabruks daudzās mazās daļās, nevis veidos vienu ķermeni.

Hipotēzei par planētu veidošanos diska fragmentācijas laikā klasiskā problēma bija turbulence. Taču iespējamais risinājums tam un vienlaikus arī skaitītāja barjeras problēmai tika iegūts pēdējos darbos. Ja sākotnējos risinājumu mēģinājumos galvenā problēma bija turbulence, tad jaunajā pieejā šī problēma kā tāda nepastāv. Turbulence var grupēt blīvas cietās daļiņas, un kopā ar plūsmas nestabilitāti ir iespējama gravitācijas izraisītu kopu veidošanās laikā, kas ir daudz īsāks nekā laiks, kas nepieciešams metru gariem planetezimāliem, lai virzītos pretī zvaigznei.

Otra problēma ir pats masas pieauguma mehānisms:

Gravitācijas sabrukuma scenārijs

Tāpat kā ar jebkuru pašgravitējošu objektu, arī protoplanetārajā diskā var rasties nestabilitāte. Šo iespēju pirmo reizi Toomre apsvēra 1981. gadā. Izrādījās, ka disks sāk sadalīties atsevišķos gredzenos, ja

Q = c s k π G Σ< 1 {\displaystyle Q={\frac {c_{s}k}{\pi G\Sigma }}<1}

kur c s ir skaņas ātrums protoplanetārajā diskā, k ir epicikliskā frekvence.

Mūsdienās parametru Q sauc par Thumre parametru, un pašu scenāriju sauc par Thumre nestabilitāti. Laiks, kas nepieciešams diska iznīcināšanai, ir salīdzināms ar diska dzesēšanas laiku, un to aprēķina līdzīgi kā Helmholca laiku zvaigznei.

Gravitācijas sabrukuma scenārija grūtības

Nepieciešams supermasīvs protoplanetārs disks.

Eksoplanetas binārās sistēmās

No vairāk nekā 800 šobrīd zināmajām eksoplanetām ​​ap atsevišķām zvaigznēm riņķojošo skaits ievērojami pārsniedz planētu skaitu, kas atrodamas dažāda lieluma zvaigžņu sistēmās. Saskaņā ar jaunākajiem datiem pēdējo ir 64.

Eksoplanetas binārajās sistēmās parasti iedala pēc to orbītu konfigurācijām:

• S klases eksoplanetas riņķo ap vienu no to sastāvdaļām. No tiem ir 57.
• P klasē ietilpst tie, kas riņķo ap abiem komponentiem. Tie tika atrasti NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b un Kepler-35 (AB)b.

Mēģinot veikt statistiku, jūs uzzināsit:

1. Ievērojama daļa planētu dzīvo sistēmās, kurās komponenti ir atdalīti diapazonā no 35 līdz 100 AU. , koncentrējoties ap 20 AU vērtību.
2. Planētu plašās sistēmās (>100 AU) masa svārstās no 0,01 līdz 10 MJ (līdzīgi kā atsevišķām zvaigznēm), savukārt planētu, kas paredzētas mazākām sistēmām, masa ir no 0,1 līdz 10 MJ
3. Planētas plašās sistēmās vienmēr ir vienotas
4. Orbitālo ekscentricitāti sadalījums atšķiras no atsevišķām, sasniedzot vērtības e = 0,925 un e = 0,935.

Svarīgas veidošanās procesu iezīmes

Protoplanetāra diska apgriešana. Ja vienzvaigznēs protoplanetārais disks var izstiepties līdz Koipera jostai (30-50 AU), tad dubultzvaigznēs tā izmērus nogriež otrā komponenta ietekme. Tādējādi protoplanetārā diska apjoms ir 2-5 reizes mazāks nekā attālums starp komponentiem.

Protoplanetārā diska izliekums. Pēc apgraizīšanas palikušais disks turpina izjust otrā komponenta ietekmi un sāk stiepties, deformēties, savīties un pat plīst. Arī šāds disks sāk precesēt.

Protoplanetārā diska kalpošanas laika samazināšana Plašām binārajām sistēmām, tāpat kā atsevišķām, protoplanetārā diska kalpošanas laiks ir 1-10 miljoni gadu. Tomēr sistēmām, kuru attālums starp komponentiem ir mazāks par 40 a.u. Protoplanetāra diska kalpošanas laiks ir 0,1-1 miljons gadu.

Planetosimālās veidošanās scenārijs

Nesaderīgi izglītības scenāriji

Ir scenāriji, kuros planētu sistēmas sākotnējā, uzreiz pēc veidošanās, konfigurācija atšķiras no pašreizējās un tika sasniegta turpmākās evolūcijas gaitā.

• Viens no šādiem scenārijiem ir planētas sagrābšana no citas zvaigznes. Tā kā dubultzvaigznei ir daudz lielāks mijiedarbības šķērsgriezums, sadursmes un planētas sagrābšanas varbūtība no citas zvaigznes ir ievērojami lielāka.
• Otrajā scenārijā tiek pieņemts, ka vienas komponentes evolūcijas laikā, jau posmos pēc galvenās secības, sākotnējā planētu sistēmā rodas nestabilitāte. Rezultātā planēta atstāj savu sākotnējo orbītu un kļūst kopīga abām sastāvdaļām.

Eksoplanetas zvaigžņu kopās

Var būt planētas, kas pieder pie zvaigžņu kopām vai riņķo ap tām.

Planētas veidošanās

Tātad, saskaņā ar visizplatītāko hipotēzi, planētas un Saule veidojās no viena “saules” miglāja. Šīs hipotēzes atbalstītāji bija Hoils, I. Šklovskis un citi.Šī hipotēze faktiski attīsta klasisko kosmogonisko tradīciju un ir saistīta ar fundamentālo problēmu par zvaigžņu izcelsmi no starpzvaigžņu gāzes un putekļu vides. Nav vienprātības par šī procesa detaļām.

Pēc dažu zinātnieku domām, planētas radās pēc Saules veidošanās. Sauli ieskauj milzīgs putekļu mākonis, kas sastāvēja no grafīta (kā zīmulī) un silīcija (smalkākās smiltis) graudiņiem, kā arī, iespējams, no dzelzs oksīdiem, kas sasaluši kopā ar amonjaku, metānu un citiem ogļūdeņražiem. Šo smilšu graudu sadursmes rezultātā veidojās lielāki oļi, kuru diametrs bija līdz pat vairākiem centimetriem, kas izkaisīti visā kolosālajā gredzenu kompleksā ap Sauli.

Goldreiha veiktie aprēķini parādīja, ka šie gredzeni bija nestabili savstarpējas pievilkšanās dēļ, un tāpēc oļi sākotnējā stadijā saplūda lielos asteroīda tipa ķermeņos, kas aizpildīja telpu starp Marsu un Jupiteru un bija vairāku kilometru diametrā. Savukārt asteroīdu sistēma arī izrādījās nestabila. Lielas masas apvienojās grupās, kuras beidzot sabruka, veidojot planētas.

Tāpēc sākotnēji Saules sistēma sastāvēja no planētām un daudziem asteroīdiem, kas vēl nebija apvienoti kopā un bija sadalīti ļoti sarežģītās orbītās. Pirms trim miljardiem gadu planētai trāpīts asteroīds noteikti bija diezgan izplatīta parādība; uz tiem Saules sistēmas debess ķermeņiem, kuriem praktiski nav atmosfēras (piemēram, Mēness, Marss un Merkurs), joprojām ir šo briesmīgo bombardēšanas pēdas. Uz Zemes atmosfēras ietekme ir iznīcinājusi šādu notikumu pēdas, un joprojām ir redzami tikai nesen izveidojušies krāteri (viens šāds krāteris ir Arizonas štatā) [1. pielikums. 10. att.].

Saulei tuvākās planētas veidojās karstākā reģionā nekā tālās planētas; Turklāt neilgi pēc savas dzimšanas Saule piedzīvoja lielas aktivitātes periodu, kad tās masa, karstā saules vēja aiznestā, saruka milzīgā ātrumā (tikai dažu miljonu gadu laikā Saules masa samazinājās uz pusi).

Mēs šeit runājam par “Vērša stadiju”, kas nosaukta Vērša zvaigznājā redzamās zvaigznes vārdā. Saules karstā elpa attīrīja starpplanētu telpu no gāzēm un atlikušajiem putekļiem, virzot tos uz kosmosu. Patiešām, dažādi elementi joprojām ir sastopami pārpilnībā netālu no tālajām planētām (Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns), savukārt pie iekšējām akmeņainām planētām tie ir salīdzinoši reti. Taču joprojām nav vienprātības par komētu izcelsmi.

Pēc citu zinātnieku (Kamerona, I. Šklovska) domām, protoplanētu veidošanās notiek pirms protosuna veidošanās. Šim procesam ir šāda forma: no “saules miglāja” izveidotajam diskam, kā jau minēts, ir nestabilitāte, kas pat diska evolūcijas sākuma stadijā, kad centrālais ķermenis (nākamā Saule) vēl nav izveidojies. , noved pie vairāku (2-3) gāzes gredzenu veidošanās, kas drīz vien pārvēršas par milzu gāzes protoplanētām. "Šādu protoplanētu veidošanās situācijā, kad protosuns vēl nebija izveidojies, bija ļoti nozīmīga Saules sistēmas turpmākajai evolūcijai. Jo īpaši šī "Saules miglāja" hipotēzes versija acīmredzot atrisina klasisko leņķiskā sadalījuma problēmu. Saules sistēmas impulss."

Šīs “saules miglāja” hipotēzes versijas lielā priekšrocība ir dabiskais skaidrojums par noslēpumaino stiklveida ieslēgumu izcelsmi, kas jau sen novēroti vairākos meteorītos - tā sauktajās “hondrās”, kuru veidošanās vieta. var atrasties tikai milzu gāzes protoplanētu dzīlēs.

Papildus iepriekšminētajam pastāv hipotēze par komētu “gravitācijas sagrābšanu”, ko veic Saules sistēma. To ievēroja O.Yu. Šmits, 1952. gadā daļējas sagūstīšanas iespēju pamatoja matemātiķis K.A. Sitņikovs, bet 1956. gadā - V.M. Aleksejevs - maiņa. Bet galvenais jautājums palika atklāts: vai ir iespējama pilnīga uztveršana? 1968. gadā V.M. Aleksejevs, pamatojoties uz akadēmiķa A.N. Kolmogorovs izveidoja precīzu pilnīgas uztveršanas piemēru, pierādot šīs parādības pilnīgu iespējamību. Šim viedoklim piekrīt arī daži mūsdienu zinātnieki. Tomēr tas, vai Saules sistēmas komēta patiešām tika notverta, joprojām ir atklāts jautājums. Visticamāk, Saules sistēmas planētu sērijas veidošanā piedalījās daudzi faktori: no uztveršanas (piemēram, Mēness) līdz veidošanās no meteorīta putekļiem.

Šobrīd Saules sistēmu veido 9 planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns, Plutons [Pielikums 1. Att. 1]. Visas planētas pārvietojas vienā virzienā, vienā plaknē (izņemot Plutonu), gandrīz apļveida orbītā. No Saules sistēmas centra līdz nomalēm (līdz Plutonam) 5,5 gaismas stundas. Attālums no Saules līdz Zemei ir 149 miljoni km, kas ir 107 no tās diametriem.

Planētu un planētu sistēmu veidošanās ir atsevišķu planētu un planētu sistēmu veidošanās un evolūcijas procesu kopums.

Joprojām nav pilnīgas skaidrības par to, kādi procesi notiek planētu veidošanās laikā un kuri no tiem dominē. Apkopojot novērojumu datus, mēs varam tikai teikt, ka:

• Tie veidojas pat pirms protoplanetārā diska izkliedes.
• Akrecijai ir nozīmīga loma veidošanā.
• Bagātināšana ar smagajiem ķīmiskajiem elementiem notiek planetezimālu dēļ.

Veidošanās teorijas

Sākumpunkts visām diskusijām par planētas veidošanās ceļu ir gāzes un putekļu (protoplanetārais) disks ap veidojošo zvaigzni. Ir divu veidu scenāriji, kā planētas iznāca no tā:

1. Šobrīd dominējošais ir akrecionārs. Pieņem, ka veidojas no sākotnējiem planetezimāliem.
2. Otrais uzskata, ka planētas veidojās no sākotnējiem “kondensātiem”, kas pēc tam sabruka.

Planētas veidošanās beidzot apstājas, kad jaunajā zvaigznē uzliesmo kodolreakcijas un tā izkliedē protoplanetāro disku, pateicoties Saules vēja spiedienam, Pointinga-Robertsona efektam un citiem.

Pieaugšanas scenārijs

Pirmkārt, no putekļiem veidojas pirmie planetezimāli. Ir divas hipotēzes par to, kā tas notiek:

• Viens apgalvo, ka tie aug ļoti mazu ķermeņu pāru sadursmes dēļ.
• Otrais ir tas, ka planetesimāli veidojas gravitācijas sabrukšanas laikā protoplanetāra gāzes un putekļu diska vidusdaļā.

Tiem augot, parādās dominējošie planetezimāli, kas vēlāk kļūs par protoplanētām. To augšanas tempu aprēķins ir diezgan daudzveidīgs. Tomēr to pamatā ir Safronova vienādojums:

D M d t = π R 2 F G Σ p G M ∗ a 3 (\displeja stils (\frac (dM)(dt))=\pi R^(2)F_(G)\Sigma _(p)(\sqrt (\frac) (GM_(*))(a^(3)))),

kur R ir ķermeņa izmērs, a ir tā orbītas rādiuss, M * ir zvaigznes masa, Σ p ir planētas apgabala virsmas blīvums un F G ir tā sauktais fokusēšanas parametrs, kas ir galvenais šajā vienādojumā; tas ir noteikts savā veidā dažādām situācijām. Šādi ķermeņi var augt ne bezgalīgi, bet tieši līdz brīdim, kad to tuvumā ir mazi planetezimāli, tiek iegūta robežmasa (tā sauktā izolācijas masa):

M = M (4 π a 3 Σ p) 3 2 3 M ∗ (\displaystyle M=(\frac ((\sqrt (M))(4\pi a^(3)\Sigma _(p))^( \frac (3)(2)))(3M_(*))

Tipiskos apstākļos tas svārstās no 0,01 līdz 0,1 M ⊕ - šī jau ir protoplanēta. Protoplanētas tālākā attīstība var sekot šādiem scenārijiem, no kuriem viens noved pie planētu veidošanās ar cietu virsmu, otrs - pie gāzes milžiem.

Pirmajā gadījumā ķermeņi ar izolētu masu vienā vai otrā veidā palielinās ekscentriskumā un to orbītas krustojas. Vairākas mazāku protoplanētu absorbcijas laikā veidojas planētas, kas līdzīgas Zemei.

Milzu planēta var veidoties, ja ap protoplanētu paliek daudz gāzes no protoplanetārā diska. Tad akrecija sāk darboties kā vadošais turpmākās masveida izaugsmes process. Pilnīga vienādojumu sistēma, kas apraksta šo procesu:

D r d m = 1 4 π ρ r 2 (\displaystyle (\frac (dr)(dm))=(\frac (1)(4\pi \rho r^(2))))(1)

D P d m = − G (m + M c o r e) 4 π r 4 (\displaystyle (\frac (dP)(dm))=-(\frac (G(m+M_(kodols)))(4\pi r^ (4))))(2)

D L d m = ϵ − T ∂ S ∂ t (\displeja stils (\frac (dL)(dm))=\epsilon -T(\frac (\partial S)(\partial t))) (3)

D P d T = P (T) (\displeja stils (\frac (dP) (dT)) = P(T))

Rakstīto vienādojumu nozīme ir šāda (1) - tiek pieņemta protoplanētas sfēriskā simetrija un viendabīgums, (2) tiek pieņemts, ka notiek hidrostatiskais līdzsvars, (3) sakaršana notiek pēc sadursmes ar planetezimāliem, un atdzišana notiek tikai tāpēc uz starojumu. (4) - gāzes stāvokļa vienādojumi.

Topošās milzu planētas kodola augšana turpinās līdz M~10 ⊕ Aptuveni šajā posmā tiek izjaukts hidrostatiskais līdzsvars. No šī brīža visa uzkrātā gāze nonāk milzu planētas atmosfēras veidošanā.

Akrecijas scenārija grūtības

Pirmās grūtības rodas planetezimālās veidošanās mehānismos. Abu hipotēžu izplatīta problēma ir “metra barjeras” problēma: jebkurš ķermenis gāzes diskā pakāpeniski samazina savas orbītas rādiusu, un noteiktā attālumā tas vienkārši sadegs. Ķermeņiem, kuru izmērs ir aptuveni viens metrs, šādas novirzes ātrums ir vislielākais, un raksturīgais laiks ir daudz mazāks nekā tas, kas nepieciešams, lai planetesimāls ievērojami palielinātu savu izmēru.

Turklāt apvienošanās hipotēzē metrus garas planētas sadursmes laikā, visticamāk, sabruks daudzās mazās daļās, nevis veidos vienu ķermeni.

Hipotēzei par planētu veidošanos diska fragmentācijas laikā klasiskā problēma bija turbulence. Taču iespējamais risinājums tam un vienlaikus arī skaitītāja barjeras problēmai tika iegūts pēdējos darbos. Ja sākotnējos risinājumu mēģinājumos galvenā problēma bija turbulence, tad jaunajā pieejā šī problēma kā tāda nepastāv. Turbulence var grupēt blīvas cietās daļiņas, un kopā ar plūsmas nestabilitāti ir iespējama gravitācijas izraisītu kopu veidošanās laikā, kas ir daudz īsāks nekā laiks, kas nepieciešams metru gariem planetezimāliem, lai virzītos pretī zvaigznei.

Otra problēma ir pats masas pieauguma mehānisms:

Gravitācijas sabrukuma scenārijs

Tāpat kā ar jebkuru pašgravitējošu objektu, arī protoplanetārajā diskā var rasties nestabilitāte. Šo iespēju pirmo reizi Toomre apsvēra 1981. gadā. Izrādījās, ka disks sāk sadalīties atsevišķos gredzenos, ja

Q = c s k π G Σ< 1 {\displaystyle Q={\frac {c_{s}k}{\pi G\Sigma }}<1}

kur c s ir skaņas ātrums protoplanetārajā diskā, k ir epicikliskā frekvence.

Mūsdienās parametru Q sauc par Thumre parametru, un pašu scenāriju sauc par Thumre nestabilitāti. Laiks, kas nepieciešams diska iznīcināšanai, ir salīdzināms ar diska dzesēšanas laiku, un to aprēķina līdzīgi kā Helmholca laiku zvaigznei.

Gravitācijas sabrukuma scenārija grūtības

Nepieciešams supermasīvs protoplanetārs disks.

Eksoplanetas binārās sistēmās

No vairāk nekā 800 šobrīd zināmajām eksoplanetām ​​ap atsevišķām zvaigznēm riņķojošo skaits ievērojami pārsniedz planētu skaitu, kas atrodamas dažāda lieluma zvaigžņu sistēmās. Saskaņā ar jaunākajiem datiem pēdējo ir 64.

Eksoplanetas binārajās sistēmās parasti iedala pēc to orbītu konfigurācijām:

• S klases eksoplanetas riņķo ap vienu no to sastāvdaļām. No tiem ir 57.
• P klasē ietilpst tie, kas riņķo ap abiem komponentiem. Tie tika atrasti NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b un Kepler-35 (AB)b.

Mēģinot veikt statistiku, jūs uzzināsit:

1. Ievērojama daļa planētu dzīvo sistēmās, kurās komponenti ir atdalīti diapazonā no 35 līdz 100 AU. e., koncentrējoties ap vērtību 20 a. e.
2. Planētu plašās sistēmās (>100 AU) masa svārstās no 0,01 līdz 10 MJ (līdzīgi kā atsevišķām zvaigznēm), savukārt planētām mazāk atdalītās sistēmās masa ir no 0,1 līdz 10 MJ
3. Planētas plašās sistēmās vienmēr ir vienotas
4. Orbitālo ekscentricitāti sadalījums atšķiras no atsevišķām, sasniedzot vērtības e = 0,925 un e = 0,935.

Svarīgas veidošanās procesu iezīmes

Protoplanetāra diska apgriešana. Ja vienzvaigznēs protoplanetārais disks var izstiepties līdz Koipera jostai (30-50 AU), tad dubultzvaigznēs tā izmērus nogriež otrā komponenta ietekme. Tādējādi protoplanetārā diska apjoms ir 2-5 reizes mazāks nekā attālums starp komponentiem.

Protoplanetārā diska izliekums. Pēc apgraizīšanas palikušais disks turpina izjust otrā komponenta ietekmi un sāk stiepties, deformēties, savīties un pat plīst. Arī šāds disks sāk precesēt.

Protoplanetārā diska kalpošanas laika samazināšana Plašām binārajām sistēmām, tāpat kā atsevišķām, protoplanetārā diska kalpošanas laiks ir 1-10 miljoni gadu. Tomēr sistēmām, kuru attālums starp komponentiem ir mazāks par 40 a. Tas ir, protoplanetāra diska kalpošanas laiks ir 0,1–1 miljons gadu.

Planetosimālās veidošanās scenārijs

Nesaderīgi izglītības scenāriji

Ir scenāriji, kuros planētu sistēmas sākotnējā, uzreiz pēc veidošanās, konfigurācija atšķiras no pašreizējās un tika sasniegta turpmākās evolūcijas gaitā.

• Viens no šādiem scenārijiem ir planētas sagrābšana no citas zvaigznes. Tā kā dubultzvaigznei ir daudz lielāks mijiedarbības šķērsgriezums, sadursmes un planētas sagrābšanas varbūtība no citas zvaigznes ir ievērojami lielāka.
• Otrajā scenārijā tiek pieņemts, ka vienas komponentes evolūcijas laikā, jau posmos pēc galvenās secības, sākotnējā planētu sistēmā rodas nestabilitāte. Rezultātā planēta atstāj savu sākotnējo orbītu un kļūst kopīga abām sastāvdaļām.

Saules sistēmas planētas veidojās no miglāju fragmentiem, kas centrbēdzes spēku ietekmē atrāvās no centrālā pudura. Tieši šeit tiek radīti apstākļi, kas veicina miglāja vieglo un smago daļiņu atdalīšanu. Kaut kas līdzīgs notiek ar mūsu seno zelta ieguves metodi, mazgājot no zeltu saturošām smiltīm vai sijājot graudus kuļmašīnās. Ūdens vai gaisa straume aiznes vieglās daļiņas, atstājot smagas. Satelītu mākoņi atrodas ļoti dažādos attālumos no Saules. Tas gandrīz nesasilda tālas planētas. Bet uz tuvējām planētām tās siltums iztvaiko visu, kas var iztvaikot. Un tā žilbinoši spilgtā gaisma, kas darbojas kā sava veida “vējš”, izpūš visu, kas no tiem iztvaikojis, visu, kas ir viegls, atstājot tikai to, kas ir smagāks, kas “nevar izkustināt no vietas”. Šī iemesla dēļ šeit gandrīz nav palicis vieglas gāzes - ūdeņradis un hēlijs, gāzes-putekļu miglāja galvenā sastāvdaļa. Palikušas dažas citas “gaistošās” vielas. To visu karstais “vējš” aiznes tālumā. Tā rezultātā pēc kāda laika satelītu mākoņu ķīmiskais sastāvs kļūst pavisam citāds. Uz tālām planētām tas gandrīz nav mainījies. Un tajos, kas riņķo pie Saules, kas izstaro siltumu un gaismu, paliek tikai “kalcinēts” un “izpūsts” materiāls - atsevišķs smago elementu “vērtīgais vitālais piemaisījums”. Materiāls apdzīvojamas planētas izveidei ir gatavs. Sākas process, kurā “materiāls” tiek pārveidots par “produktu”, miglāja daļiņas par planētām.

Tālos satelītu mākoņos daudzas vieglu gāzu molekulas un reti vieglie putekļu graudi pakāpeniski sakrājas milzīgās, irdenās, zema blīvuma bumbiņās. Nākotnē tās ir Jupitera grupas planētas. Satelītu mākoņos, kas atrodas tuvu Saulei, smagas putekļu daļiņas salīp blīvos akmeņainos pikuļos. Οʜᴎ apvienojas milzīgos masīvos akmeņainos blokos, milzīgās pelēkās leņķiskās masas, kas peld orbītā ap savu zvaigzni. Pārvietojoties pa dažādām, dažreiz krustojošām orbītām, šie "asteroīdi", katrs desmitiem kilometru lieli, saduras. Ja ar nelielu relatīvo ātrumu, tad šķiet, ka tie ir “piespiesti” viens otram, “sakrājas”, “pielīp” viens pie otra. Tie saplūst lielākos. Ja lielā ātrumā, tie sasmalcina un sasmalcina viens otru, radot jaunus “sīkumus”, neskaitāmus fragmentus, fragmentus, kas atkal iziet garu apvienošanās ceļu. Šis mazu daļiņu saplūšanas process lielos debess ķermeņos ir noticis simtiem miljonu gadu. Palielinoties to izmēram, tie kļūst arvien sfēriskāki. Pieaugot masai, palielinās gravitācijas spēks uz to virsmu. Augšējie slāņi spiež uz iekšējiem slāņiem. Izvirzītās daļas izrādās lielāka slodze un pakāpeniski iegrimst pamatā esošo masu biezumā, nospiežot tās zem tām. Tie, kas virzās uz sāniem, aizpilda ieplakas. Rupjais “gabals” pakāpeniski tiek izlīdzināts. Rezultātā Saules tuvumā veidojas vairākas salīdzinoši neliela izmēra, bet ļoti blīvas, no ļoti smaga materiāla sastāvošas zemes planētas. Starp tiem ir Zeme. Tās visas krasi atšķiras no Jupitera grupas planētām ar savu bagātīgo ķīmisko sastāvu, smago elementu pārpilnību un lielo īpatnējo svaru. Tagad paskatīsimies uz Zemi. Uz zvaigžņota fona, ko no vienas puses apgaismo spoži saules stari, mums priekšā peld milzīga akmens bumba.
Ievietots ref.rf
Tas vēl nav gluds, ne vienmērīgs. Bloku izvirzījumi, kas viņu apžilbināja, joprojām šur tur izspraucas. Varat arī “nolasīt” ne līdz galam noslēgtās “šuves” starp tām. Pagaidām tas joprojām ir smags darbs. Bet lūk, kas ir interesanti. Atmosfēra jau ir. Nedaudz apmācies, acīmredzot no putekļiem, bet bez mākoņiem. Tie ir no planētas zarnām izspiests ūdeņradis un hēlijs, kas savulaik pielipa akmeņainām daļiņām un kaut kā brīnumainā kārtā izdzīvoja, saules stariem “neaizpūsti”. Zemes primārā atmosfēra. Viņa neizturēs ilgi. "Ja mēs to nemazgājam, mēs to vienkārši ripinām." Saule to iznīcinās. Vieglās mobilās ūdeņraža un hēlija molekulas saules staru sildīšanas ietekmē pakāpeniski iztvaiko kosmosā. Šo procesu parasti sauc par "izkliedēšanu".

Planētas iekšpusē, maisījumā ar citām, radioaktīvās vielas tiek izspiestas, “bloķētas”. Tie atšķiras ar to, ka tie nepārtraukti izdala siltumu un nedaudz uzsilst. Bet planētas dzīlēs šim karstumam nav kur izbēgt, nav ventilācijas, nav mazgāšanas mitruma. Virs tiem ir spēcīgs pārklājošo slāņu "mētelis". Siltums uzkrājas. Šī radioaktīvā karsēšana sāk mīkstināt visu planētas biezumu. Mīkstinātā veidā vielas, kas savulaik to haotiski, nesistemātiski padarīja aklu, tagad sāk izplatīties pēc svara. Smagie pamazām grimst, grimstot uz centru. Tās izspiež plaušas, paceļas augstāk un peld tuvāk virsmai. Pamazām planēta iegūst mūsu tagadējai Zemei līdzīgu struktūru – centrā, ko saspiež virsū sakrauto slāņu milzīgs svars, smags kodols. To ieskauj "mantija" - biezs vieglākas vielas slānis. Un visbeidzot, ārpusē ir ļoti plāna, tikai dažus desmitus kilometru bieza “gaoza”, kas sastāv no vieglākajiem akmeņiem. Radioaktīvās vielas galvenokārt atrodamas vieglajos iežos. Šī iemesla dēļ tie tagad ir sakrājušies “mizā” un to sasilda. Galvenais siltums no planētas virsmas nonāk kosmosā - no planētas ir “nedaudz siltuma dvesma”. Un desmitiem kilometru dziļumā siltums tiek saglabāts, sasildot akmeņus.

Vietām planētas iekšpuse kvēlo sarkani karsti. Tad vēl vairāk. Akmeņi kūst un pārvēršas sarkani karstā, oranži baltā ugunīgā putrā - “magmā”. Tas ir saspiests mizas biezumā. Tas ir pilns ar saspiestām gāzēm, kas būtu gatavas eksplodēt, izkliedējot visu šo magmu uz visām pusēm ar ugunīgām šļakatām. Bet tam nepietiek spēka. Planētas apkārtējā garoza, kas spiež uz leju, ir pārāk spēcīga un smaga. Un ugunīgā magma, cenšoties kaut kā izlauzties uz augšu, uz brīvību, jūt vājās vietas starp blokiem, to saspiežot, iespiežas plaisās, izkausējot to sienas ar savu siltumu. Un pamazām gadu gaitā, gadsimtiem gūstot spēku, tas paceļas no planētas virsmas dzīlēm. Un šeit ir uzvara! "Kanāls" ir bojāts! Satricinot akmeņus, no dziļuma ar rūkoņu izlaužas uguns stabs. Debesīs paceļas dūmu un tvaiku mutuļi. Akmeņi un pelni lido uz augšu. Ugunīgā magma, ko tagad parasti sauc par "lavu", izplūst uz planētas virsmas un izplatās uz sāniem. Izvirdās vulkāns. Uz planētas ir daudz šādu “no iekšpuses izdurtu caurumu”. Οʜᴎ palīdz jaunajai planētai “cīnīties pret pārkaršanu”. Caur tiem tas atbrīvojas no uzkrātās ugunīgās magmas, “izelpo” to plosošās karstās gāzes - galvenokārt oglekļa dioksīdu un ūdens tvaikus, un līdz ar tiem dažādus piemaisījumus, piemēram, metānu, amonjaku. Pamazām ūdeņradis un hēlijs gandrīz pazuda no atmosfēras, un tas sāka sastāvēt galvenokārt no vulkāniskām gāzēm. Tajā vēl nav ne miņas no skābekļa. Šī atmosfēra ir pilnīgi nepiemērota dzīvei. Ir ļoti svarīgi, lai vulkāni uz virsmas izdalītu lielu daudzumu ūdens tvaiku. Tas iet mākoņos. No tiem lietus plūst uz planētas virsmas. Ūdens ieplūst zemienēs un uzkrājas. Un pamazām uz planētas veidojas ezeri, jūras un okeāni, kuros var attīstīties dzīvība.

Uz zemes sakrita vairāki dzīvībai labvēlīgi apstākļi. Ne katra zvaigzne kļūst par Sauli, kuru ieskauj planētas. Ja miglājs būtu griezies lēnāk, centrbēdzes spēks nebūtu radies, gabali nebūtu atdalījušies no centrālās puduras un nebūtu radušās planētas. Un tāda vientuļa “bezbērnu” zvaigzne peldētu melnajā bezdibenī, neauglīgi tērējot savu siltumu un gaismu... Ne katra zvaigzne, kas dzemdējusi planētas, spēj uz tām radīt dzīvības izcelsmei piemērotus apstākļus. Dzīvības rašanās un attīstība aizņem ļoti ilgu laiku, miljardiem gadu. Visu šo laiku zvaigznei vajadzētu degt vienmērīgi, mierīgi, vienādi. Tad apstākļi uz planētas būs nemainīgi – un dzīvība spēs tiem pielāgoties. Taču zvaigznes nebūt nav tik mierīgas kā mūsu Saule. Jaunas zvaigznes dažreiz uzliesmo. Spēcīga karstuma vilnis skar apkārtējās planētas, sadedzinot un iztvaicējot visu, kas var sadegt un vārīties. Dzīve uz planētas pēc tik ugunīgas viesuļvētras noteikti ies bojā, un uz tukšas, kailas bumbas būs jāsāk no jauna.

Planētu veidošanās - jēdziens un veidi. Kategorijas "Planētu veidošanās" klasifikācija un pazīmes 2017, 2018.