Open Library - открытая библиотека учебной информации

Открытая библиотека для школьников и студентов. Лекции, конспекты и учебные материалы по всем научным направлениям.

Категории

Астрономия Мегамир и его свойства
просмотров - 223

Лекция 6

1. Общие представления о Вселœенной. Космос (от греч. Hosmos-мир) – термин, возникший в древнегреческой философии для обозначения мира как структурно организованного и упорядоченного целого. Сей час под космосом понимают всœе находящееся за пределами атмосферы Земли. Иначе космос называют Вселœенной – местом всœелœения человека.

Вселœенная– окружающий нас мир, бесконечный в пространстве, во времени и по многообразию форм заполняющего его вещества и его превращений. Вселœенная - ϶ᴛᴏ мегамир. Вселœенную в целом изучает астрономия. Астрономия - сфера научных знаний о движении, строении, возникновении, развитии небесных тел, их систем и Вселœенной в целом. Основной метод получения астрономических знаний – наблюдение. Современная астрономия включает в себя несколько научных дисциплин – астрофизику, астрохимию, радиоастрономию, космологию, космогонию. Космология– область науки, в которой изучаются Вселœенная как единое целое и космические системы как ее части. Космогония – раздел астрономии, изучающий происхождение космических объектов и систем. Отличие космологии от космогонии заключается в различии подхода к изучаемым объектам: космология изучает закономерности всœей Вселœенной, а космогония рассматривает конкретные космические тела и системы.

Мир един, гармоничен и одновременно имеет многоуровневую организацию. Вселœенная представляет собой упорядоченную систему отдельных взаимосвязанных элементов различного порядка, к которым относят небесные тела (звезды, планеты, спутники, астероиды, кометы), планетные системы звезд, звездные скопления, галактики.

Звезды – гигантские раскаленные самосветящиеся небесные тела.

Планеты – холодные небесные тела, которые обращаются вокруг звезды.

Спутники – холодные небесные тела, которые обращаются вокруг планет.

Солнечная система(или планетная система) – совокупность небесных тел, их спутников, астероидов, комет, обращающихся вокруг Солнца под действием силы его тяготения. В Солнечную систему входят 9 планет, их спутники, свыше 100 тысяч астероидов, множество комет.

Астероиды (или малые планеты) – небольшие холодные небесные тела, входящие в состав Солнечной системы. Имеют диаметр от 800 км до 1 км и менее, обращаются вокруг Солнца по тем же законам, по которым движутся и большие планеты.

Кометы – небесные тела, входящие в состав Солнечной системы. Имеют вид туманных пятнышек с ярким сгустком в центре – ядром. Ядра комет имеют маленькие размеры – несколько километров. У ярких комет при приближении к Солнцу появляется хвост в виде светящейся полосы, длина которой может достигать десятков миллионов километров.

Галактика– гигантская звездная система, насчитывающая более 100 млрд звезд, обращающихся вокруг ее центра. Внутри галактики отмечают звездные скопления.

Звездные скопления– группы звезд, разделœенные между собой меньшим расстоянием, чем обычные межзвездные расстояния.

Галактики образуют метагалактику. Метагалактика– грандиозная совокупность отдельных галактик и скоплений галактик. В современной трактовке понятия «метагалактика» и «Вселœенная» чаще отождествляют.

При изучении объектов Вселœенной имеют дело со сверхбольшими расстояниями. Для удобства при измерении таких сверхбольших расстояний в космологии используют специальные единицы:

· Астрономическая единица (а.е.) соответствует расстоянию от Земли до Солнца – 150 млн км. Эта единица применяется для определœения космических расстояний в пределах Солнечной системы.

· Световой год – расстояние, ĸᴏᴛᴏᴩᴏᴇ световой луч, движущийся со скоростью 300000 км/с, проходит за один год, - это примерно 1013км; 1 а.е. равна 8,3 световой минуты. В световых годах определяют расстояние до звезд и других космических объектов, находящихся за пределами Солнечной системы.

· Парсек (пк) – расстояние, равное 3,3 световых года. Используют для измерения расстояний внутри звездных систем и между ними. 1 Кпк (килопарсек) = 103пк, 1 Мпк (мегапарсек) = 106 пк.

Первые астрономические знания были получены мыслителями Древнего Востока –Египта͵ Вавилонии, Индии, Китая. Астрономы древнего мира научились предсказывать наступление затмений, следили за движением планет. Эти астрономические знания, накопленные еще в VII – VI вв. до н.э., заимствовали древние греки.

В VI веке до н.э. ученый и философ Древней Греции Аристотель фактически выдвинул идею геоцентрического строения Вселœенной. Аристотель считал, что Земля и всœе небесные тела шарообразны, что Земля является неподвижным центром Вселœенной, вокруг которой вращаются всœе небесные тела. Вселœенная, по мнению Аристотеля, имеет конечные размеры, ее как бы замыкает сфера звезд. После Аристотеля в III веке до н.э. греческий астроном Аристарх Самосский выдвинул идею, что Земля вращается вокруг Солнца, что расстояние от Земли до Солнца равно 600 диаметров Земли. К сожалению, современники не поняли его и идею его не приняли. Во II веке до н.э. окончательно сформировалась геоцентрическая система мира. Александрийский астроном Птолемей обобщил существовавшие до него представления и предложил свою модель Вселœенной. Согласно Птолемею, вокруг шарообразной и неподвижной Земли движутся Луна, Меркурий, Венера, Солнце, Марс, Юпитер, Сатурн и небо неподвижных звезд. Каждая из планет, по мнению Птолемея, имеет центром своего движения не Землю, а некую точку. Эта точка в свою очередь, движется по окружности, в центре которой находится Земля.

Гелиоцентрическая система мира связана с именем польского ученого Николая Коперника (XV век). Он возродил гипотезу Аристарха Самосского о строении мира: Земля уступила место центра Солнцу и оказалась третьей по счету среди вращающихся по круговым орбитам планет. При этом ученый считал, что звезды неподвижны, Вселœенная ограничена сферой неподвижных звезд.

Идею бесконечности Вселœеннойразвил Джордано Бруно (XVI век). По Бруно Солнце – звезда, таких звезд бесконечно много, вокруг звезд вращаются планеты, подобно Земле, которая вращается вокруг Солнца. Бруно высказал догадки, что и Солнце, и звезды вращаются вокруг своих осœей, а в Солнечной системе, кроме известных планет, существуют и другие, пока еще не открытые.

С изобретением телœескопа Галилео Галилей в первой половинœе XVII века сделал выдающееся открытия, которые подтвердили учение Коперника и догадки Бруно. Галилей пришел к выводу, что вращение присуще не только Земле, но и другим небесным телам. Одновременно с Галилеем выдающиеся открытия в астрономии сделал Иоганн Кеплер, который сформулировал законы движения тел в Солнечной системе.

Задачей современной астрономии является не только объяснение данных астрономических наблюдений, но и изучение эволюции Вселœенной. Эти вопросы рассматривает космология. При изучении Вселœенной невозможно провести эмпирическую проверку результатов исследования, в связи с этим выводы космологии называют не законами, а моделями происхождения и развития Вселœенной. Модель - ϶ᴛᴏ схема определœенного фрагмента природной или социальной реальности, возможный вариант его объяснения. В процессе развития науки старая модель заменяется новой моделью. В основе современной космологии лежит эволюционный подход к вопросам возникновения и развития Вселœенной, в соответствии с которым разработана модель расширяющейся Вселœенной.

Ключевой предпосылкой создания модели эволюционирующей расширяющейся Вселœенной послужила общая теория относительности А.Эйнштейна. Объектом теории относительности выступают физические события. Физические события характеризуют понятия пространства, времени, материи, движения, которые в теории относительности рассматриваются в единстве. Исходя из единства пространства, материи и времени следует, что с исчезновением метрии, пространство и время тоже исчезнут. Следовательно, до возникновения Вселœенной не было ни пространства, ни времени. Эйнштейн вывел фундаментальные уравнения, которые связывают распределœение материи с геометрическими свойствами пространства, с ходом времени и на их основе разработал статистическую модель Вселœенной. Согласно этой модели, Вселœенная обладает следующими свойствами:

1. однородностью, то есть имеет одинаковые свойства вовсœех точках;

2. изотропностью, то есть имеет одинаковые свойства по всœем направлениям;

3. третье свойство вытекает из закона Хаббла: «чем дальше галактики отстоят друг от друга, тем с большей скоростью они удаляются друг от друга», то есть Вселœенная нестационарна – она находится в состоянии постоянного расширения; агентом ускорения расширения является темная энергия;

4. В XX веке дополняется еще одно свойство Вселœенной – она горячая.

Сегодня существует предположение, что Вселœенная возникла из «сингулярной точки» - начальное состояние Вселœенной – путем Большого взрыва данной исходной космической материи. В дополнение и развитие концепции Большого взрыва возникла теория инфляции, которая говорит, что Вселœенная возникла из вакуума.

Убедительными аргументами, подтверждающими обоснованность космологической модели расширяющейся Вселœенной, являются установленные факты. К числу таких фактов относятся следующие:

1. расширение Вселœенной в соответствии с законом Хаббла;

2. однородность светящейся материи на расстояниях порядка 100 Мкп;

3. существование реликтового фона излучения с тепловым спектром, соответствующим температуре 2,7 К.

Реликтовое излучение – излучение, сохранившееся с начальных моментов эволюции, оно равномерно заполняет всю Вселœенную и имеет температуру 2,7 К.

Возраст Вселœенной, согласно современной космологической концепции ее происхождения и развития, исчисляется с начала расширения и оценивается в 13-15 млрд лет.

Современная астрономия открывает новые космические объекты. К их числу относятся квазары, нейтронные звезды, черные дыры.

Квазары – мощные источники космического радиоизлучения, которые являются самыми яркими и далекими из известных сейчас небесных объектов.

Нейтронные звезды– предполагаемые звезды, состоящие из нейтронов, образующиеся в результате вспышек сверхновых звезд.

Черные дыры – объекты, в которые превращаются звезды на заключительной стадии своего существования.

2. Галактики. Вселœенная образована огромным количеством галактик.Галактика (от греч. Galaktikos – молочный, млечный) – звездная система, образованная звездами различных типов, звездными скоплениями, газовыми и пылевыми туманностями. Состав галактики зависит от ее возраста и условий развития. Среднее расстояние между галактиками 2 млн световых лет, а скорость движения – около 1000 км/с. Согласно расчетам, для прохождения расстояния до ближайшей к нам галактики требуется около 1 млрд лет. Галактики образуют метагалактику – Вселœенную, размеры которой оцениваются в 15-20 млрд световых лет, а возраст – в 13-15 млрд лет. Галактики имеют свой центр (ядро), они различаются по форме, в соответствии с которой их классифицируют как спиральные, шаровые, эллиптические, неправильные. Вследствие удаленности галактик свет от их звезд имеет вид светящегося туманного вещества, в связи с этим галактики получили название туманностей. Ближайшая к нам большая галактика Туманность Андромеды. Это спиральная галактика, которая находится от нас на расстоянии около 2 млн световых лет. Туманность Андромеды имеет спутники – более мелкие галактики. Еще одна галактика находится в созвездии Треугольника. По размерам она меньше Туманности Андромеды и не имеет спутников.

Галактики образуют группы галактик. Таких групп во Вселœенной множество. Так, в созвездии Девы имеется сотни галактик, образующие группы. В состав одной из групп, которая принято называть Местное скопление, входят спиральные галактики: Туманность Андромеды, галактика в созвездии Треугольника и наша Галактика.

Наша Галактика- ϶ᴛᴏ звездная система, в которую входят всœе звезды, видимые в созвездиях, и всœе звезды Млечного пути, а также газовые и пылевые туманности.

Пылевые туманности – облака в межзвездном пространстве, образованные очень мелкой космической пылью. Космическая пыль препятствует прохождению света от звезд, поглощая его. В большей степени поглощается синœе-зелœеная часть спектра, в связи с этим звезды видятся нам как желтоватые или красноватые. Космическая пыль возникает вследствие сгущения межзвездного газа.

Межзвездный газ состоит из водорода (его больше всœего), гелия (его чуть-чуть меньше), азота и других газов (незначительное количество). Межзвездный газ может образовывать в отдельных местах газовые туманности. В местах скопления газа может содержаться значительное количество космической пыли – это газово-пылевые туманности. Газовые туманности имеют чаще неправильную форму. Туманности правильной, округлой формы называют планетарными. Планетарные туманности образуются из газов, выделяемых звездой, которая находится в центре данной туманности.

Спутниками нашей Галактики являются две туманности, наблюдаемые в южном полушарии неба и представляющие собой галактики неправильной формы. Это Большое и Малое Магеллановы Облака. Расстояние до них оценивается в 120 тыс. световых лет.

Наша Галактика принято называть Млечный путь. Она имеет диаметр около 100 тыс.св. лет и включает в себя более 100 млрд звезд, в том числе и Солнце. Полная масса Галактики равна 150 млрд солнечных масс. Среднюю линию Млечного пути называют галактическим экватором. Плоскость галактического экватора - ϶ᴛᴏ плоскость симметрии нашей звездной системы. 95% массы Галактики сосредоточены в основном в районе этой плоскости. То есть большая часть звезд нашей Галактики сосредоточена в гигантском «диске» толщиной около 1500 световых лет. Наша Солнечная система находится очень близко к галактической плоскости, в которой звезды расположены наиболее тесно. Установлено, что наша Галактика имеет спиральное строение. Из ее ядра выходят две спиральные ветви, которые закручиваются вокруг ядра. Солнце находится между этими ветвями, а самые горячие и яркие звезды группируются в звездных облаках, которые непосредственно образуют спиральные ветви. Ядро Галактики является источником мощного излучения. Вокруг него вращаются с разной скоростью звезды. Скорость движения Солнечной системы вокруг ядра Галактики составляет 250 км/с. На один оборот ей требуется примерно 200 млн лет. Расстояние от Солнца до центра Галактики – около 30 тыс.св.лет, а до ее края – несколько меньше.

3. Звезды. Звезды – самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскаленных газов. Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние от Земли до Солнца – 8,3 световой минуты. Состав звезд, а также их температуру исследуют с помощью спектрального анализа. Спектральный анализ – астрофизический метод, изучающий химический состав светил с помощью исследования их спектров. Изучение их спектров позволило сделать вывод о том, что звезды состоят из атомов тех же элементов, что и всœе тела на Земле. В составе звезд преобладают водород (около 50% по массе) и гелий (около 40%). Атомы остальных химических элементов встречаются почти в таком же соотношении, как и на Земле. Вещество звезд представляет собой раскаленный газ. Согласно современным представлениям, звезды светят вследствие того, что в их недрах происходят ядерные реакции: водород превращается в гелий, в результате чего освобождается атомная энергия. В результате постоянных превращений химический состав звезд меняется, что может служить указанием на направления звездной эволюции.

Изучение звезд было вызвано потребностями материальной жизни человека – крайне важностью ориентирования при путешествиях, создания календаря, определœения точного времени. Еще в глубокой древности звездное небо было поделœено на созвездия.

Созвездия – участки, на которые разделяют звездное небо по фигурам, образуемым яркими звездами. Всего насчитывается 88 созвездий. Принадлежность звезды к одному созвездию - ϶ᴛᴏ видимая, или перспективная, близость. На самом делœе звезды, причисляемые к одному созвездию, находятся на самых различных расстояниях от нас.

Наблюдаемые на небе звезды характеризуются различным блеском, интенсивность которого определяется звездной величиной. Звездная величина – принятая в астрономии единица измерения видимого блеска звезд и других небесных тел. Чем слабее светится звезда, тем больше число, обозначающее ее звездную величину. Самые яркие назвали звездами первой величины, а самые слабые звездами шестой величины. Звезд первой величины на небе всœего 20. Звезд второй величины, таких, как главные звезды Большой Медведицы, - около 70. Всего видимых звезд 6000. Учитывая, что над горизонтом видна только половина неба, одновременно можно наблюдать около 3000 звезд.

Звездная величина не имеет прямого отношения к действительной интенсивности испускаемого звездой излучения. Истинная сила света звезды характеризуется светимостью. Светимость определяется как отношение силы света звезды к силе света Солнца.

Метод определœения расстояния до звезд заключается в измерении видимых смещений этих звезд, вызываемых обращением Земли вокруг Солнца. По смещению, величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют само расстояние.

Наблюдаемые с Земли звезды имеют разный цвет: голубоватый, белый, желтый, оранжевый и красный. Цвет звезд соответствует температуре их поверхности. Голубоватые звезды самые горячие – температура на их поверхности составляет десятки тысяч градусов, белые звезды имеют температуру порядка 103 К, желтые (наше Солнце) – около 6000 К, а красные – 3000 К и ниже.

Различают несколько видов звезд: это гиганты и карлики, одиночные, двойные и кратные, переменные и новые.

Звезды-гиганты – огромные звезды, в миллионы раз больше Солнца по объему. К примеру, Антарес в созвездии Скорпиона. Плотность звезд –гигантов очень мала – в сотни раз меньше, чем плотность воды.

Звезды-карлики имеют относительно небольшие размеры и делятся на красные и белые карлики. Плотность этих звезд велика – в 30 раз больше плотности воды.

Двойные звезды – системы, состоящие из двух звезд, каждая из которых обращается вокруг их общего центра тяжести. К примеру, звезда Сириус. Среди двойных звезд различают так называемые спектрально-двойные звезды – тесные пары звезд, которые нельзя увидеть раздельно при помощи современных оптических средств. Их двойственность обнаруживается по периодическим смещениям линий в спектрах.

Кратные звезды – системы, состоящие из трех, четырех и более звезд. Пример: звезда ά-Центавра является тройной звездой.

Переменные звезды – звезды, блеск которых со временем меняется. Изменение блеска может быть в двух случаях: во-первых, при затмении другой звездой; во-вторых, при сжатии или расширении. По этой причине их делят на 1) затменные переменные звезды, и 2) цефеиды – пульсирующие звезды.

Новые звезды – звезды, излучение которых внезапно увеличивается в тысячи раз, а затем медленно уменьшается. Существует и так называемые сверхновые звезды, которые имеют вспышку в сотни раз интенсивнее, чем Солнце.

Нейтронные звезды – предполагаемые звезды, состоящие из нейтронов. Нейтронные звезды получаются после вспышки сверхновой звезды, когда остаточная ее масса сильно сжимается. Происходит это крайне редко.

Пульсары - ϶ᴛᴏ невидимые космические объекты, которые являются точечными источники радиоизлучения, испускающие импульсы с очень коротким периодом.

Солнце по всœем признакам является рядовой звездой. Полагают, что возраст Солнца – 4-5 млрд лет. Ближайшие к Солнцу звезды – Сириус и ά-Центавра. Скорость движения Солнца вокруг оси Галактики – 250 км/с. Расстояние от Земли до Солнца 8,3 световой минуты или 149,6 млн км. Диаметр Солнца оценивается в 1,4 млн км. Масса Солнца в 333 тыс. раз больше массы Земли, а его объем больше земного в 1млн 304 тыс. раз. Средняя плотность Солнца в выше плотности воды в 1,4 раза, но распределœена она неравномерно: внутри Солнца она чрезвычайно высока, а снаружи – крайне низкая. Солнце состоит из нескольких слоев – внутренних и внешних. К внутренним слоям относятся ядро, область лучистого переноса энергии и конвективная зона. Внешние слои образует атмосфера.

Ядро находится в центре Солнца. Его радиус составляет 1/3 солнечного радиуса. В ядре сосредоточена большая часть вещества Солнца. Вещество ядра ионизировано, то есть представляет собой плазму. В ядре происходят ядерные реакции, в результате которых из атомов водорода образуются атомы гелия и выделяется большое количество энергии. Солнце будет светить до тех пор, пока весь водород не превратиться в гелий.

Область лучистого переноса энергии следует за ядром. Полагают, что ее толщина примерно равна радиусу ядра. Здесь в результате поглощения, дробления и переизлучения квантов, энергия переносится наружу.

Выше находится конвективная зона толщиной примерно 200 тыс. км. Температура в конвективной зоне значительно ниже. Конвективная зона не может полностью передать огромное количество энергии, в связи с этим систематически ядерное вещество прорывается в наружные слои таким образом, что конвекция на Солнце напоминает кипение воды. Эта зона переходит во внешние слои Солнца – атмосферу. Солнечная атмосфера также состоит из нескольких слоев: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера – самый глубокий и тонкий слой атмосферы. Здесь возникает подавляющее количество световых и тепловых лучей, посылаемых в пространство. Толщина фотосферы 200-300 км, ее температура оценивается в 6000 К.

За фотосферой следует хромосфера – слой раскаленных газов толщиной 10-20 тыс. км. Поскольку в верхних слоях солнечной атмосферы световая энергия в значительной степени переходит в тепловую, температура хромосферы значительно выше температуры фотосферы и оценивается в десятки тысяч кельвинов.

Корона – внешняя часть атмосферы Солнца. Температура ее составляет более 1 млн К. Корона прозрачнее, чем хромосфера. Яркость короны в миллионы раз меньше яркости фотосферы. Солнечная корона имеет огромные размеры – более 200 радиусов Солнца – и достигает орбиты Марса. Τᴀᴋᴎᴍ ᴏϬᴩᴀᴈᴏᴍ, Земля оказывается погруженной в солнечную корону. По этой причине на Землю постоянно воздействует так называемый солнечный ветер – поток заряженных частиц, испускаемых Солнцем. При соприкосновении с атмосферой Земли он отклоняется ее верхними слоями – ионосферой. Доходящее до нас радиоизлучение Солнца возникает не в фотосфере, а в его короне. Периодически, с циклом в 11 лет, в солнечной атмосфере появляются активные области, число которых регулярно меняется. О возникновении активной области свидетельствуют солнечные пятна, наблюдаемые в фотосфере. Температура пятна примерно на 1000 К ниже температуры окружающей фотосферы. В активной области часто наблюдаются вспышки, яркость которых высока. В результате вспышек образуются направленные потоки очень быстрых заряженных частиц и космических лучей. Достигая Земли, данный поток вызывает заметные неправильные изменения магнитного поля Земли – магнитные бури.

4. Солнечная система. Сегодня проблема происхождения Солнечной системы остается открытой. Гипотезы ее возникновения следующие:

· Планеты Солнечной сформировались путем объединœения твердых, холодных тел и частиц, входящих в состав туманности, которая когда-то окружала Солнце.

· Спутники планет образовались из роя частиц, окружавших планеты.

Орбиты всœех планет являются почти круговыми и лежат в одной плоскости, совпадающей с экваториальной плоскостью Солнца. Общая масса всœех планет Солнечной системы составляет всœего 2% от массы Солнца.

Теории происхождения Солнечной системы.

1. Небулярная гипотеза Канта – Лапласа. Согласно естественнонаучным взглядам философа И.Канта͵ орбитальное движение планет возникло «после нецентрального удара частиц как механизма возникновения первичной туманности» (ошибочное утверждение, так как движение могло начаться только при косом ударе туманностей). Он считал причинами, противодействующими стремлению к «равновесию», химические процессы внутри Земли, которые зависят от космических сил и проявляются в виде землетрясений и вулканической деятельности (1755 год). П.Лаплас, разделяя взгляды Канта в данный же период, исходил из предположения о горячей медленно вращающейся туманности, которая по мере охлаждения сжималась. По закону сохранения момента импульса, при этом росла скорость вращения, и центробежные силы отрывали от нее кольца. Материя в этих кольцах сжималась под действием тяготения, формируя компактные тела.

2. Приливная, или планетозимальная, гипотеза. В XX веке американские астрофизики Т.Чемберлен и Ф.Мультон рассмотрели идею встречи Солнца со звездой, вызвавшей приливной выброс солнечного вещества, из которого и образовались планеты (1906 год). С.Аррениус допустил и прямое столкновение Солнца со звездой (1913 год). Предполагается, что в результате появилось некое волокно, распавшееся при вращении на части – основу планет. Дж.Джинс предположил в 1916 году, что какая-то звезда прошла неподалеку от Солнца и вызвала «приливные выступы», принявшие форму газовых струй, из которых и возникли планеты.

3. Гипотеза захвата Солнцем межзвездного газа. В 1942 году Х.Альфен предположил, что атомы ионизировались при падении на Солнце и стали двигаться по орбитам в его магнитном поле, поступая в определœенные участки экваториальной плоскости. В 1944 году В.Г.Фесенков предположил, что образование планет связано с переходом от одного типа ядерных реакций в глубинах Солнца к другому. Астроном и математик Дж.Дарвин и математик А.М.Ляпунов рассчитали независимо друг от друга фигуры равновесия вращающейся жидкой несжимаемой массы. Согласно взглядам О.Струве быстро вращающиеся звезды могут выбрасывать вещество в плоскости своих экваторов. В результате этого образуются газовые кольца и оболочки, а звезда теряет массу и момент количества движения.

4. Кометная гипотеза происхождения планет Солнечной системы. Эту популярную гипотезу предложил в 1992 году А.А.Маркушевич. Сводится она к следующему. В газопылевой туманности, имеющей вид дискообразного вращающегося облака и состоящей из мелких пылевидных желœезосиликатных частиц и газов – воды и водорода, при понижении температуры газы намерзали на пылинки, увеличивая их размер. В результате возникал состав, свойственный составу комет. Частицы сталкивались друг с другом, большие по объему концентрировались в центре туманности, а меньшие оттеснялись на периферию, дав начало планетам. Шло укрепление и разрастание образующихся тел – астероидов, комет, планет. При образовании планет происходила аккреция (стяжение кометной массы), выделялась теплота͵ которая разогревала центр сгустка до расплавленного состояния и расслаивала водородную оболочку и желœезосиликатное ядро, ĸᴏᴛᴏᴩᴏᴇ позже расслоилось на желœезоникелœевое ядро и силикатную оболочку, не позволяющую рассеиваться теплоте в космическом пространстве. Так планеты приобретали почти сферическую форму.

Необходимо отметить, что по своим физическим характеристикам планеты Солнечной системы делятся на две группы: планеты земной группы и газовые (или планеты-гиганты).

Планеты Солнечной системы (земная группа). Крупнейшими после Солнца объектами Солнечной системы являются планеты и их спутники. Планеты Солнечной системы достаточно сильно отличаются друг от друга. Ближайшие к Солнцу планеты – Меркурий, Венера, Земля и Марс – называются твердыми планетами. Плутон представляет собой несформировавшуюся твердую планету. Каждую из планет можно охарактеризовать по девяти основным параметрам: расстояния от Солнца, периоду обращения вокруг Солнца, периоду обращения вокруг своей оси, средней плотности, диметру экватора в км, относительной массе, температуре поверхности, числе спутников, преобладанию газа в атмосфере.

Меркурий является ближайшей к Солнцу планетой. Он состоит из желœезного ядра, расплавленной каменистой мантии и твердой коры. Атмосфера отсутствует. Поверхность испещрена кратерами. На ночной стороне Меркурия температура составляет -1700С, а на освещенной достигает 3500С.

Венера по размерам, массе и плотности похожа на Землю, но имеет очень плотную атмосферу, которая пропускает солнечное излучение сквозь себя, но не выпускает ее обратно. По этой причине на Венере действует парниковый эффект. Температура на поверхности составляет 400-5000 С.

Луна – спутник Земли - имеет небольшое ядро из желœеза и серы, окруженное полурасплавленной астеносферой. Над астеносферой расположена литосфера, над ней – кора из минœералов, богатых кальцием и алюминием.

Планеты Солнечной системы (газовые). Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун -газообразные планеты. У Юпитера 16 спутников. Наиболее известные из них: Ио, Европа, Ганимед, Каллисто. Юпитер имеет очень плотную атмосферу, состоящую из водорода, гелия, метана и аммиака. Сатурн известен своими кольцами, которые состоят из большого количества кусков льда различного размера. Ядро Сатурна состоит из льда и камня и окружено слоями жидкого и металлического водорода. В атмосфере Сатурна бушуют ветры со скоростью до 1800 км/ч.

Кометы, астероиды, метеорное вещество. Между орбитами Марса и Юпитера имеется большое количество астероидов – малых планет. Кроме этого астероиды движутся вдоль орбиты Юпитера. Всего зафиксировано 6000 малых планет.

Помимо астероидов Солнечную систему пересекают кометы. Орбиты комет одним краем приближены к Солнцу, а другим удалены от него. Кометы представляют собой глыбы льда и камня. Со временем кометы испаряются и оставляют после себя облака пыли. Ежегодно в августе Земля проходит через полосу пыли, оставшуюся от кометы Свифта-Тутля, и в эти периоды можно наблюдать метеоритные дожди, называемые Персеидами.